Определение фундаментальных параметров магнитных химически-пекулярных звезд методами спектроскопии

Во Введении описана актуальность диссертационной работы, опи­
саны объекты исследования, представлены цели, задачи и новизна полу­
ченных результатов, их научная и практическая значимость. Представ­
лена информация по апробации результатов, научным публикациям по
результатам исследований соискателя и его вкладе и описано содержа­
ние диссертационной работы.
В главе 1 “Фундаментальные параметры выборки Ар-звезд” из­
ложен метод определения фундаментальных параметров по спектроско­
пии. Представлены результаты определения фундаментальных парамет­
ров атмосфер следующих звезд: HD 4778, HD 108662, HD 110066, HD 111133,
HD 118022, HD 120198, HD 153882, HD 188041, HD 220825 методом спек­
троскопии.
Моделирование атмосфер проводилось с учетом аномального хими­
ческого состава их атмосфер и стратификации элементов Fe и Cr по глу­
бине атмосферы. Фундаментальные параметры звезд (эффективная тем­
пература eff , светимость / ⊙ , радиус / ⊙ ) получены из подгонки
теоретического спектрального распределения энергии (SED) к наблюда­
емому. Процесс итерационный и на каждой итерации пересчитывается
химический состав и стратификация. Зная расстояние, при процедуре
сравнения теоретического распределения энергии с наблюдаемым мы
варьируем только параметры атмосферы ( eff , log ) и радиус звезды.
Стартовые параметры атмосфер были взяты из литературных ис­
точников и определялись по фотометрическим калибровкам.
Получены содержания для 36-ти элементов, значения содержаний
для элементов вплоть до Ba были получены по линиям нейтральных
атомов и первых ионов, а для редкоземельных элементов (РЗЭ) мы ис­
пользовали линии первых и вторых ионов. Для 9-ти звезд за исключе­
нием HD 204411 получена типичная картина аномалий Ap-звезд типа
SrCrEu: в атмосферах Ар-звезд наблюдается дефицит легких элементов
CNO по сравнению с солнечными значениями, завышенное содержание
элементов железной группы, особенно Cr и Sr, а Ni, наоборот, показы­
вает практически солнечное содержание и значительный избыток ред­
коземельных элементов на 3–4 dex. У звезды HD 204411 наблюдается
несколько иная картина: дефицит CNO такой же, содержание элемен­
тов железного пика практически солнечное, а РЗЭ близки к солнечным.
При расчете стратификации использовалась ступенчатая модель
распределения элемента по глубине атмосферы. Стратификационный
анализ был начат с химически-однородной атмосферы с одинаковыми
содержаниями как для нижних, так и для верхних слоев атмосферы, ко­
торые затем варьируются вместе с другими параметрами (положение и
ширина скачка содержания) для достижения наилучшего согласия меж­
ду рассчитанными и наблюдаемыми профилями спектральных линий.
Сильный скачок содержания наблюдается в основном у холодных звезд
(6000–8000 К), причем с увеличением эффективной температуры eff
скачок содержания уменьшается и смещается в верхние слои атмосферы.
В результате, удалось провести анализ стратификации Fe, Cr для звезд
HD 108662, HD 110066, HD 111133, HD 118022, HD 153882, HD 188041,
HD 204411. Для остальных звезд (HD 4778, HD 120198, HD 220825) из-за
высокой eff и sin стратификацию корректно определить не удалось
и модели атмосфер рассчитывались только с учетом аномального хими­
ческого состава.
Сравнение параметров, полученных методами спектроскопии и ин­
терферометрии, показывает довольно хорошее согласие между ними для
всех звезд: спектральные радиусы в среднем на 5% меньше интерферо­
метрических, что находится в пределах 2 интерферометрических изме­
рений. Светимости согласуются даже лучше. Однако для звезд с eff >
9000 К спектроскопические температуры значительно больше интерфе­
рометрических (Рис. 1). Одна из возможных причин разброса eff мо­
жет быть в точности оценки радиусов. Радиус и температура связаны за­
коном Стефана-Больцмана, поэтому при постоянном потоке изменение
радиусов будет соответствовать ( − ) ∼ ( − )−2 .
Мы заметили, что разница между спектроскопическими и интерферо­
метрическими определениями радиусов заметно больше для звезд с ма­
лыми угловыми диаметрами < 0.3 mas, что очень близко к текущему инструментальному пределу интерферометрических измерений. Исклю­ Radius,R/R ⊙Luminsity, lLL g( /⊙)Temperature,Teff 5.511000 2.0 5.0 10000 1.8 4.5 1.6 Spectroscopy 4.0 9000 3.51.4 8000 3.0 1.2 2.5 1.0 7000 2.0 0.8 1.56000 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 4.5 5.00.8 1.0 1.2 1.4 1.6 1.8 2.06000 7000 8000 9000 10000 InterferometryInterfermetryInterfermetry Рис. 1. Сравнение радиусов, светимости и эффективных температур, получен­ ных методами спектроскопии интерферометрии. чение составляет HD 220825, у которой интерферометрический и спек­ троскопический радиусы примерно одинаковы, но отсутствуют данные в УФ области, что влияет на определение интегрального потока. Поэто­ му определение параметров по спектроскопии более точное, поскольку в данном методе используется не интегральный поток, а происходит под­ гонка к наблюдаемому распределению энергии. В главе 2 “Факторы, влияющие на спектральное распределение энергии” изложен анализ влияния фазовой переменности, вызванной хи­ мической неоднородностью поверхности, на SED для звезд HD 220825 и HD 118022. Для данных звезд были доступна спектрофотометрия, а так­ же для HD 118022 спектры в разных фаз вращения, поэтому мы смогли исследовать возможные влияния неоднородного химического состава на SED. Для оценки влияния изменения потока, вызванного пятнами поверх­ ностного содержания для звезды HD 220825, были использованы усред­ ненные спектрофотометрические данные (черные закрашенные круж­ Рис. 2. Сравнение наблюдаемых спектрофотометрических данных Адельмана (цветные символы) и теоретического спектрального распределения энергии для HD 220825. Сплошная красная линия показывает теоретическое распре­ деление энергии, рассчитанное для окончательной самосогласованной модели атмосферы HD 220825 с параметрами eff = 9470 K и log = 4.2. Серые пунк­ тирные линии иллюстрируют эффект изменения eff на ±100 К. Усреднен­ ные спектрофотометрические данные представлены закрашенными черными кружками. ки) вместе со данными, полученными в разных фазах (закрашенные закрашенные кружки) на рис. 2. Мы сравнили наблюдения и рассчитан­ ную теоретическую SED с окончательно принятыми параметрами для HD 220825: eff = 9470 и log = 4.2. Чтобы оценить влияние переменно­ сти на определение параметров, мы рассчитали модели с параметрами eff = 9470(100) K и log = 3.8, 4.0. Видно, что вариаций температуры в пределах ±100 K достаточно для описания наблюдений во всех фазах вращения. В то же время изменение log мало влияет на SED. Таким образом, мы заключаем, что вариации потока, вызванные неоднород­ ностью поверхности, приводят к изменению температуры в пределах ±100 K, что является типичной ошибкой в оценках температуры Ар­ звезд методом спектроскопии. Было исследовано вертикальное распределение содержания Fe, Cr, Ca для 8-ми фаз вращения магнитной Ар-звезды 78 Vir (HD 118022). Ос­ новные изменения наблюдаются в содержании железа, хрома и кальция в верхних слоях атмосферы и в положении скачка содержания элемен­ тов, что, по-видимому, коррелирует с экстремумами продольного маг­ нитного поля. Представляется маловероятным, что небольшие измене­ ния поверхностного содержания элементов могут быть вызваны изме­ нением только содержания в верхних слоях атмосферы, поскольку оба изменения происходят скорее в противофазе. Однако положение скач­ ка изменяется синхронно с поверхностным изменением химического со­ става: содержание увеличивается – граница скачка смещается выше в атмосфере и наоборот. В двух фазах вращения в экстремумах магнитного поля было ис­ следовано влияние полученного химического состава для данных фаз на спектральное распределение энергии. В целом, картина стратификации осталась прежней. Как и в случае звезды HD 220825, изменение eff в пределах ±100 K позволяет описать наблюдаемое распределение энергии в фазах экстремума магнитного поля и химического состава. Можно сделать вывод, что для Ар звезд достаточно использовать одну модель атмосферы для всей поверхности звезды. В главе 3 “Исследование зависимости содержания редкоземельных элементов от эффективной температуры и магнитного поля в Ар-звез­ дах” приводится исследование зависимости CePrNdEu-аномалий (разли­ чие в содержаниях элемента, определенных отдельно по линиям первой и второй стадий ионизации) от эффективной температуры для 26 маг­ нитных химически-пекулярных звезд. Результаты нашего исследования показывают, что с ростом темпе­ ратуры как РЗЭ-аномалии, так и сами содержания резко уменьшаются, приближаясь к ионизационному равновесию при eff ∼ 8500–9500 K. В целом подтверждается полученное ранее для элементов Pr и Nd ступен­ чатое падение наблюдаемых аномалий в области эффективных темпе­ ратур 8000–9000 K. Наилучшее согласие получено для Nd, поскольку этот элемент имеет достаточное количество надежных линий первых и вторых ионов в оптической области. Для Pr часть наших результатов следует ступенчатому уменьшению с ростом температуры, однако, боль­ шая часть звезд показывает не ступенчатое, а более плавное уменьшение Pr-аномалии с температурой. Впервые полученное температурное пове­ дение Се-аномалии также указывает на ступенчатое уменьшение этой аномалии с ростом температуры, однако, резкое падение сдвинуто в сто­ рону более высоких температур по сравнению с Nd. Для Eu мы получили постепенное уменьшение наблюдаемой аномалии с ростом эффективной температуры, что согласуется с небольшим количеством наблюдатель­ ных данных, полученных ранее. Для наиболее изученного элемента Nd также получено уменьшение Nd-аномалии с ростом величины магнитного поля для холодных звезд. Для горячих звезд Nd-аномалия отсутствует в широком диапазоне ве­ личины магнитного поля. Поскольку наличие аномалий в холодных Ар­ звездах связано с концентрацией РЗЭ-элементов в верхних слоях атмо­ сферы [15], то с ростом эффективной температуры и магнитного поля нижняя граница слоя РЗЭ, по-видимому, опускается в более глубокие слои, что приводит к исчезновению аномалий. Обнаружена антикорреля­ ция между содержаниями элементов железного пика и редкоземельных элементов, которая служит дополнительным свидетельством различной стратификации этих элементов в атмосферах Ap-звезд. В Заключении представлены основные результаты диссертацион­ ной работы. Даны рекомендации для дальнейшего развития темы дис­ сертации. В Приложении 1 представлены дополнительные материалы по Главе 1.