 |
Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://www.variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.14.1.html |
Лекция 14. Химическая эволюция звёздных населений
14.1 Определение химического состава звёзд
Термин химический состав звёзд употребляют для обозначения двух разных понятий. Первое - это массовые процентные соотношения содержаний водорода, гелия и всех более тяжелых элементов - X, Y и Z. Второе - это детальный химический состав атмосфер звёзд, определяемый из анализа спектрограмм высокого разрешения. Для данного курса изначально было важнее первое понятие, поскольку благодаря довольно высокой стабильности относительных содержаний химических элементов в космических объектах различной природы о содержании тяжелых элементов зачастую судят по содержанию в них железа - элементу, наиболее богатого линиями поглощения в коротковолновой области видимого диапазона спектра у А-F-G-К-звёзд. Полное относительное содержание тяжелых элементов для большого количества звёзд проще всего находить по данным фотометрии и именно по таким определениям обычно исследуются связи эволюции химического состава звёздных населений с их кинематическими свойствами и динамической эволюцией Галактики. К настоящему времени детальный химический состав из анализа спектров высокого разрешения уже получен для нескольких тысяч звёзд и поэтому он также уже может быть использован для статистического установления связей.
Кратко напомним меры химического состава звёзд. Основной мерой химического состава является относительное логарифмическое обилие [Fe/H] = lg(NFe/ NH) - lg(NFe/ NH)¤, где (NFe/ NH) - отношение числа атомов железа к числу атомов водорода в звёзде, а (NFe/NH)¤ - такое же отношение на Солнце. Зная из детального спектроскопического анализа общее содержание по массе всех химических элементов на Солнце (≈ 1.7%), можно легко перевести отношение [Fe/H] (или металличность) в массовое содержание тяжелых элементов в исследуемой звёзде. Чаще всего используется приближённое равенство [Fe/H] = lg(Z/Z¤). Это выражение справедливо при условии, что пропорция металлов и ?-элементов, дающих основной вклад в Z, у рассматриваемых звёзд одинакова и совпадает с солнечной. Однако металличность не всегда хорошо коррелирует с общим содержанием в звездах всех элементов тяжелее гелия. Так, мы помним, что на поздних стадиях эволюции звёзд средних масс ?-элементы, создаваемые при горении гелия в слоевых источниках звёздных оболочек, выносятся на поверхность, так что спектральный анализ дает повышенное их содержание относительно как водорода, так и железа. Высокие (в 2-3 раза большие, чем на Солнце) относительные содержания некоторых элементов, в том числе и кислорода, наблюдаются в старых звездах с низким обилием железа, принадлежащих гало и толстому диску Галактики. И наоборот, при столь же малом обилии железа, аномально низкие относительные содержания ?-элементов часто наблюдаются в звездах, образовавшихся из вещества, испытавшего отличную от галактической химическую историю. Иногда для того, чтобы подчеркнуть, что показатель металличности относится ко всем тяжелым элементам, а не только к железу, используют обозначение [M/H].
Для массовых оценок металличностей звёзд используют данные фотометрии. Известно несколько фотометрических индексов металличности, отражающих меру блокирования линиями тяжелых элементов в ультрафиолетовой области спектра. Один из них можно получить в широкополосной UBV-фотометрии. Это так называемый ультрафиолетовый избыток δ(U-B) - смещение вдоль оси U-B на двухцветной диаграмме от линии непокрасневших звёзд солнечной металличности. Этот индекс может быть получен только для непокрасневших одиночных звёзд или рассеянных звёздных скоплений и применяется для звёзд главной последовательности спектральных классов F, G и K. Для удобства индекс приводят к одной величине показателя цвета (B-V) = 0.m6, так как при одинаковой металличности величина индекса зависит от (B-V).
В среднеполосной фотометрической системе uvby (системе Стремгрена) показателем металличности является индекс δm1 - смещение по оси m1 на диаграмме показателей цвета (b-y) - m1. Его свойства во многом аналогичны индексу δ(U-B). В расширенной среднеполосной системе введён ещё индекс β, измеряющий глубину бальмеровской линии Нβ, которая для F-G-звёзд чувствительна к температуре. При определенных недостатках у индексов металличности есть важное преимущество перед детальным исследованием спектров - массовость и простота определения. Поэтому распределения содержаний тяжелых элементов среди звёзд разных типов чаще всего исследуют по фотометрическим металличностям.
В качестве показателя металличности для переменных звёзд типа RR Лиры используется так называемый индекс Престона - ΔS. Этот индекс представляет собой разность спектральных подклассов, определенных для данной звезды по водородным линиям и линии K ионизованного кальция: ΔS = 10[Sp(H) - Sp(KCaII)]. При этом у звёзд с солнечным содержанием металлов ΔS ≅ 0, а у самых малометалличных звёзд ΔS ≅ 11.
Для всех указанных индексов построены калибровки - формулы перехода от индексов к величинам [Fe/H]. Обычно это линейные (реже квадратичные) зависимости, получаемые с помощью надежных спектральных определений [Fe/H] большого числа звёзд.
К настоящему времени более чем для двух тысяч близких звёзд поля разных типов определены металличности по спектрам высокого разрешения. Различными методами определены средние металличности практически для всех шаровых скоплений и более чем для ста рассеянных скоплений. Точность определения величины [Fe/H] одной звезды спектральными методами имеет порядок 0.10 - 0.15. Приблизительно ту же внутреннюю точность дают и фотометрические индексы, но они еще несут в себе систематические ошибки, в частности - ошибки калибровочных соотношений.
Оценки индексов металличности звёзд и звёздных скоплений рассеяны по большому числу научных работ. Однако основу статистических исследований химического состава звёзд, в том числе и проведения калибровок разных индексов металличности, составляют компилятивные каталоги спектроскопических определений величин [Fe/H], регулярно публикуемые Керель де Стробель с сотрудниками. Кроме того, в 2005 году Борковой и Марсаковым (РГУ) опубликован сводный каталог спектроскопических определений параметров атмосфер, а также содержаний железа и магния (представителя ?-элементов) почти для 900 близких F-G-звёзд главной последовательности. Приведенные в нем характеристики звёзд впервые получены с весовым усреднением всех опубликованных за (1989 - 2003) годы соответствующих величин, определенных разными авторами методом синтетического моделирования спектров высокого разрешения. Благодаря двум и более определениям для большинства звёзд, средняя внутренняя ошибка металличности получилась ?[Fe/H] = 0.07. Для удобства решения различных звёздноастономических задач в каталоге также приведены компоненты скоростей и элементы галактических орбит для всех звёзд.
Металличности шаровых скоплений обычно собирают в сводных каталогах параметров этих скоплений, в частности они имеются в регулярно обновляемом компилятивном каталоге Харриса, о котором упоминалось выше.