Исследование физических параметров и химического состава атмосфер A-F-звезд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Аль-Хави Омар А. Абдулнаби

• Аль-Хави Омар А. Абдулнаби
• кандидат наук
• 2013

Оглавление диссертации кандидат наук Аль-Хави Омар А. Абдулнаби

ОГЛАВЛЕНИЕ

Введение

Глава 1. Общие характеристики A-F-звезд и результаты обработки эшелле-спектров

1.1. Основные фундаментальные характеристики А-звезд и

ранних F-звезд

1.2. Проблемы интерпретации химического состава A-F-звезд

1.3. Обработка эшелле-спектров

1.3.1. Нормировка на плоское поле для участков спектра в диапазоне

6000-8000 Ангстрем

1.3.2. Процедура нормировки на континуум

1.3.3. Перевод спектра в лабораторную шкалу длин волн

1.3.4. Измерения эквивалентных ширин спектральных линий

1.4. Сравненение измеренных эквивалентных ширин

линий с опубликованными в литературе

Глава 2. Определение фундаментальных параметров звезд

2.1. Определение эффективной температуры Teff

2.2. Определение ускорения силы тяжести logg

2.3. Влияние ошибок определения параметров атмосфер на точность расчетов содержания элементов

Глава 3. Определение химического состава атмосфер A-F-звезд

3.1. Результаты расчета содержаний химических элементов

в атмосферах 14-ти звезд

3.2. Химический состав звезды-стандарта HD 32115

3.3. Химический состав F-звезд главной последовательности

3.4. Химический состав группы А-звезд

3.4.1. Химический состав звезды TauUMa

3.4.2. Химический состав звезды 28And

3.4.3. Химический состав звезды 15 Vul

3.4.4. Химический состав звезды 2 Urna

3.4.5. Химический состав звезды 58 Dra

3.4.6. Химический состав звезды 68 Таи

3.4.7. Химический состав звезды 60 Leo

3.5. Химический состав атмосфер F-сверхгигантов

3.6. Анализ химического состава A-F-звезд

Заключение

Благодарности

Список литературы

Приложение

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование физических параметров и химического состава атмосфер A-F-звезд»

Введение

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность работы

Определение химического состава звездных атмосфер является одним из ключевых инструментов в исследовании звездного нуклеосинтеза, эволюции вещества в Галактике, в проверке теорий звездной эволюции. Подавляющая часть звезд Галактики принадлежит звездам главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела в диапазоне спектральных классов А-Р-О-К. Продукты ядерного нуклеосинтеза, образующиеся в недрах звезд главной последовательности не проявляют себя в их атмосферах вплоть до перехода звезд на стадию гигантов и сверхгигантов. Поэтому предполагается, что химический состав атмосфер звезд главной последовательности отражает химический состав газо-пылевого вещества, из которого они сформировались. Такой подход при исследовании химического состава атмосфер старых ( 5-12 млрд. лет ) в-К-звезд позволяет исследовать процессы химической эволюции вещества Галактики, начиная с ранних стадий ее пространственной, динамической и кинематической эволюции (звезды гало, толстого и тонкого дисков) [10,21,28,38,39,41,44,72]. Звезды главной последовательности спектральных классов А-Б в диапазоне эффективных температур 7000 - 9000 К принадлежат относительно более молодому населению Галактики (1-3 млрд. лет). Очевидно, что исследование химического состава их атмосфер может дать ценную информацию о веществе Галактики на более поздних стадиях ее эволюции.

К сожалению, среди исследованных звезд спектральных классов А и ранних подклассов Б подавляющими по числу оказываются звезды с пекулярным химсоставом, который не может быть объяснен в рамках химической эволюции Галактики [11]. Проблема возникновения пекулярностей к настоящему времени еще не решена. При использовании в наблюдениях в 20-м веке фотографических пластинок были обнаружены звезды лишь с сильной пекулярностью, достигающей нескольких порядков в

4

избытке ряда элементов. Фотографические пластинки из-за невысокого отношения сигнал/шум в спектрах (S/N = 20-50) не позволяли выявлять звезды со слабой пекулярностью. Поэтому мало изучены звезды, в которых пекулярность имеется, но выражена слабо. В результате, к настоящему времени неизвестно, каким образом пекулярности возникают и нарастают ли они со временем, как зависят от других параметров звезд - температуры, ускорения силы тяжести, микротурбулентной скорости, скорости вращения, и т.д. Эта задача является сложной во многих отношениях, так как необходимо выполнить наблюдения и анализ большой выборки звезд с различными параметрами атмосфер для получения обоснованных выводов. Пекулярности химсостава, вызванные физическими условиями в звездных атмосферах, должны быть количественно установлены и отделены от реальных эффектов синтеза химических элементов в недрах звезд и эволюции вещества в Галактике.

Диссертация посвящена исследованию физических параметров и химического состава атмосфер группы A-F-звезд. Работа основана на оригинальных спектральных данных, полученных на 1.5-метровом оптическом телескопе РТТ-150 с помощью современного эшелле-спектрометра высокого разрешения. Цель работы:

обработка большого массива эшеле-спектров высокого разрешения для представительной группы A-F-звезд,

определение фундаментальных параметров атмосфер и расчеты химического состава с применением метода моделей атмосфер, анализ химического состава атмосфер исследуемой группы звезд в диапазоне эффективных температур 6000 - 9000 К, создание обширной базы данных высокоточных измерений эквивалентных ширин линий, которые в дальнейшем могут быть использованы для расчетов химического состава альтернативными методами и подходами.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Результаты оригинальных определений физических параметров и химического состава атмосфер 14-ти А-Б-звезд, основанные на высокоточных наблюдательных данных и современных методах анализа.

2. Вывод о неоднородности аномалий химического состава атмосфер А-Б звезд с эффективными температурами = 7000-9000 К.

3. Вывод об отсутствии химических пекулярностей в атмосферах Б-сверхгигантов (подобных наблюдаемым в А-звездах), свидетельствующий об их исчезновении в турбулентных атмосферах.

4. Таблицы измерений 5000 эквивалентных ширин линий в спектрах исследованной группы А-Б-звезд.

Достоверность и научная обоснованность Результаты работы основаны на современных наблюдениях высокого качества, апробированных методах определения фундаментальных параметров атмосфер и компьютерных программах расчета содержаний химических элементов. Достоверность результатов подтверждается сравнением с опубликованными данными других авторов для нескольких общих звезд. Результаты, полученные в работе, представлялись в реферируемых статьях и выступлениях на международных и российских конференциях.

Новизна полученных результатов и практическая значимость Результаты определения химического состава звезд, полученные соискателем, являются новыми, так как основаны на оригинальных спектрах, полученных на телескопе РТТ-150, и независимо определенных фундаментальных параметров атмосфер. Практическую значимость представляют таблицы с параметрами атмосфер, химическим составом, высокоточными измерениями эквивалентных ширин спектральных линий (позволяющие в дальнейшем выполнить расчеты химического состава альтернативными методами, в том числе и с учетом не-ЛТР эффектов) .

Новые определения химического состава, основанные на оригинальных высокоточных спектрах, впервые получены для широкой выборки A-F звезд.

Личный вклад автора

Исследования, представленные в диссертации, выполнены автором в сотрудничестве с научным руководителем и в соавторстве с сотрудниками кафедры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета.

В публикациях по теме диссертации, выполненных совместно, автору принадлежит основная доля участия в обработке наблюдательных данных и расчетах химического состава, и равная с соавторами доля в анализе полученных результатов.

Структура и объём диссертации

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы из 75 наименований и Приложения. Общий объем диссертации составляет 160 страниц, включая 31 рисунок и 11 таблиц.

КРАТКРЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

В Главе 1 описываются проблемы интерпретации химического состава в опубликованных результатах других авторов, методика и результаты обработки эшелле-спектров высокого разрешения, полученные для программных звезд на 1.5-метровом телескопе РТТ-150. В этой Главе также приводятся результаты сравнения эквивалентных ширин с опубликованными данными других авторов для нескольких общих звезд.

Спектральные наблюдения A-F-звезд с высоким разрешением в период 1970-1990 гг. выполнялись с применением фотографических пластинок, которые обеспечивали регистрацию спектров в широком диапазоне. Однако, невысокое отношение сигнал/шум (S/N ~ 30-50) не позволяло измерять эквивалентные ширины линий с высокой точностью. В результате,

относительно хорошая точность химического состава получалась лишь для тех элементов, которые были представлены в спектре большим числом линий (таких как железо, хром, никель). К концу 20-го века усилиями различных групп авторов были опубликованы серии статей [12-15,17-19,23,2527,34,35,37,47,51,67,68,74,75] в которых был исследован химический состав нескольких десятков A-F-звезд и обнаружены звезды с пекулярностями химсостава. Однако, в силу ограниченности отношения сигнал/ шум на фотографических спектрах, полученные результаты могли быть отягощены большими случайным и систематическими ошибками. В первой декаде 21-века начали выполняться детальные исследования пекулярных звезд на основе спектров, полученных современными спектрометрами высокого разрешения, оснащенных крупноформатными ПЗС-матрицами. Это позволило перейти к анализу спектров высокого отношения сигнал/шум (S/N =200-300) с применением метода синтетического спектра, позволяющего извлекать информацию из анализа профилей спектральных линий [22,42]. Такой подход позволяет выполнить детальнейшие расчеты химсостава с наивысшей точностью. Результаты подобных исследований, опубликованные в работе [42] позволили обнаружить проявления слабых пекулярностей химсостава атмосфер А-звезд, которые не могли быть обнаружены и исследованы по фотографическим спектрам. Однако трудоемкость анализа современных эшелле-спектров высокого разрешения достаточно велика и поэтому к настоящему времени в работах, подобных [42] опубликованы результаты исследований лишь единичных А-звезд. С целью существенного расширения выборки исследуемых звезд в диссертационной работе был избран компромиссный подход - наблюдения были выполнены с помощью современного спектрометра высокого разрешения 1.5-м телескопа для большой выборки из 15-20 звезд, а для ускорения анализа химического состава, расчеты были выполнены на основе измеренных эквивалентных ширин линий (а не на основе метода синтетического спектра). Так как непосредственные измерения эквивалентных ширин линий возможны лишь

для неблендированных спектров, исследуемая выборка была ограничена звездами с малыми скоростями вращения (Vsini < 20 км/сек). Таким образом, несколько А-звезд с большими скоростями вращения были исключены из дальнейшего анализа.

Результатом обработки эшелле-спектров РТТ-150 стали обширные таблицы измеренных эквивалентных ширин линий, которые затем использовались для расчетов содержания элементов. Сравнение с опубликованными данными других авторов для нескольких общих звезд позволило сделать следующие выводы - измеренные в диссертационной работе эквивалентные ширины по наблюдениям на РТТ-150 с высокой точностью согласуются с данными, полученными на лучших современных эшелле-спектрометрах мира. Систематические различия лежат в пределах одного процента, а случайные ошибки составляют единицы милиангстрем. Как и ожидалось, опубликованные эквивалентные ширины, основанные на фотографических спектрах, обладают существенными погрешностями. Систематические ошибки могут достигать 10-15 процентов, а случайные ошибки 5-15 милиангстрем. Таким образом, в диссертационной работе использованы наиболее точные значения эквивалентных ширин линий, измеренных в спектрах представительной группы A-F-звезд. Общее число высокоточных измерений эквивалентных ширин линий составляет около 5000.

Глава 2 посвящена определению фундаментальных параметров атмосфер (Teff, logg, Vmicro) и оценке точности расчетов химического состава. Определения параметров атмосфер необходимы для выбора модели атмосферы (с наиболее высокой точностью), на основе которой будут выполнены расчеты химического состава. Популярным методом определения Teff и logg является спектроскопический метод, основанный 1) - на ионизационном равновесии в содержаниях металлов, определенных по линиям атомов и ионов, и 2) - на независимости содержания от температуры возбуждения. Такой подход основан на использовании спектров

исследуемых звезд [56,57]. В случае пекулярных звезд метод ионизационного равновесия может оказаться неоптимальным из-за пекулярных интенсивностей спектральных линий.

Например, указанный метод использовался в работе [42] при исследовании трех пекулярных звезд. Оказалось, что ионизационное равновесие работает для одних элементов (железо) и, при тех же параметрах Teff и logg, не работает для других. Поэтому в диссертационной работе было принято решение определять основные параметры Teff и logg, не используя спектроскопический метод. Для определения Teff был применен хорошо апробированный фотометрический метод, основанный на использовании наблюдаемых потоков в избранных диапазонах длин волн. Отношения потоков в соседних участках спектра представляют собой измеренные показатели цвета в одной из общепринятых систем. Показатели цвета в настоящее время измерены с высокой точностью для многих звезд. Эффективная температура была определена по показателям цвета (B-V), (Ь-у), (B2-G), (B2-V1), (V-K), прокалиброванным в шкале метода инфракрасных потоков. Были использован набор калибровочных уравнений, опубликованный в литературе разными авторами для указанных показателей цвета. Независимые значения эффективных температур, полученные на основе нескольких показателей цвета и калибровочных уравнений, были усреднены. Случайная ошибка определения Teff составила порядка 100 К. Сравнение с опубликованными данными других авторов показало согласие в величинах Teff в пределах 100-150 К. Значения параметра logg были определены на основе тригонометрических параллаксов спутника ШРРARCOS. Необходимо отметить, что в эпоху публикаций серии работ по исследованию A-F-звезд в конце 20-го века, еще не были доступны высокоточные параллаксы спутника HIPP ARCOS. Поэтому с необходимостью авторами применялся метод ионизационного равновесия, о недостатках которого было указано выше для случая пекулярных звезд.

Сравнения значений logg, полученных в диссертационной работе, с опубликованными в литературе для нескольких общих звезд, показало, что они согласуются в пределах 0.1-0.2 dex в случайном отношении и не показывают систематических различий.

Микротурбулентная скорость Vmicro была найдена традиционным подходом из условия независимости содержания от эквивалентных ширин линий атомов и ионов нескольких элементов группы железа - Fe, Cr, Ti. Высокая точность определения этого параметра в диссертационной работе обусловлена высокой точностью измеренных эквивалентах ширин спектральных линий. В заключительной части Главы 2 выполнена оценка точности определения содержания химических элементов при изменении значений параметров атмосфер Teff, logg, Vmicro на величину ошибок их определений. Кроме того, был учтен вклад ошибок сил осцилляторов и ошибок измерения эквивалентных ширин линий. Совокупная ошибка определения содержания элементов в итоге варьируется от 0.10 до 0.25 dex в зависимости от конкретного элемента. В среднем ошибка определения содержания составляет 0.15 dex.

Глава 3 посвящена расчету содержания химических элементов в атмосферах 14-ти A-F- звезд и анализу их химического состава.

Химический состав звезд сравнивался с содержанием химических элементов в звезде HD32115. Эта звезда имеет параметры атмосфер (Teff = 7300 К, logg = 4.2), находящиеся внутри диапазона параметров исследуемых звезд, и имеет солнечный химический состав [30,43]. Поэтому она была использована в качестве звезды-стандарта химического состава. Результаты анализа химического состава следующие: ^

4. Для группы нескольких общих звезд полученные значения химсостава согласуются в пределах ошибок с опубликованными результатами других авторов [25,26,27]. Это подтверждает достоверность результатов расчета

химического состава исследуемых звезд, выполненные в диссертационной работе.

5. Показан неоднородный и неоднозначный характер проявления пекулярностей химического состава в атмосферах A-F-звезд главной последовательности в диапазоне температур 7000-9000 К.

6. Химический состав звезд F-сверхгигантов (41 Cyg, Alfa Per) оказывается близким к солнечному и не показывает избытков содержания, характерных для исследованных А-звезд. F-сверхгиганты находятся на эволюционной стадии последующей В-А-звездам главной последовательности. Поэтому отсутствие пекулярностей химостава, подобно наблюдаемым в A-звездах, можно объяснить разрушением диффузионной сепарации элементов в турбулизованных атмосферах F-сверхгигантах.

Пекулярности химического состава A-звезд, по-видимому, имеют не химическое, а иное происхождение, обусловленное физическими условиями в их атмосферах. Однозначная причина возникновения такого типа пекулярностей в настоящее время неизвестна. Не исключено, что поиск причин следует продолжить в дальнейшем на основе спектров, полученных с еще большим разрешением ( R > 100000) и отношением сигнал/шум ( S/N ~ 500-700).

В Заключении сформулированы основные результаты, полученные в диссертации.

В Приложении приведены Таблицы 5000 измерений эквивалентных ширин линий в спектрах 15-ти A-F звезд.

Апробация работы

Результаты исследований докладывались на Итоговых научных конференциях Казанского (Приволжского) федерального университета

(январь 2011, 2012, 2013 гг.), на Всеросийской научной конференции "Астрономия в эпоху информационного взрыва: результаты и проблемы", ГАИШ МГУ, г. Москва, 28 мая - 1 июня 2012 г., на Международной конференции "Звёздные атмосферы: фундаментальные параметры звезд, химический состав и магнитные поля", Крымская астрофизическая обсерватория, Крым, Украина (2012 г.), на Всероссийской конференция молодых ученых, CAO РАН, пос. Нижний Архыз (2012 г.), на международной конференции "Putting A Stars into Context: Evolution, Environment and Related Stars", ГАИШ МГУ, г. Москва, 3-7 июня 2013 г.

ОСНОВНЫЕ ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

1. O.A. Аль-Хави, И.Ф. Бикмаев, С.С. Мельников, М.И. Бикмаева, H.A. Сахибуллин Определение фундаментальных параметров атмосфер группы A-F-звезд // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. физ-матем. науки. - 2013. - Т. 155, кн. 2. - С.193-197.

2. O.A. Аль-Хави, И.Ф. Бикмаев, С.С. Мельников, М.И.Бикмаева, H.A. Сахибуллин Исследование химического состава атмосфер нормальных и пекулярных A-F-звезд // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. физ-матем. науки. -2013. - Т.155, кн. 3. - С.1-7.

3. И.Ф. Бикмаев, O.A. Аль-Хави, А.И. Галеев, В.В. Залялиева Анализ точности наблюдаемых эквивалентных ширин линий в спектрах A-F-звезд с малыми скоростями вращения // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. физ-матем. науки. - 2013. - Т.155, кн. 3. - С.8-12.

Глава 1. Общие характеристики А-Е-звезд и результаты обработки эшелле-спектров

1.1. Основные фундаментальные характеристики А-звезд и ранних Р-звезд.

Звёзды спектрального класса А и ранних подклассов Б имеют эффективную температуру в диапазоне 7000 - 10000 К. Рассматривая данные о химическом составе, здесь можно выделить несколько типов, включая и химические пекулярности [И]:

1. «Нормальные» звезды класса А.

2. Аш-звезды.

3. Магнитные Ар-звезды Рассмотрим каждую группу в отдельности.

1. «Нормальные» звезды. Это звёзды с солнечным химическим составом. По разным причинам такие звезды обнаружить довольно трудно. Долгое время некоторые звезды использовались как стандарты при анализе химического состава других А-звезд. Нередко те звезды, которые, считалось, имели нормальный химический состав, впоследствии оказывались принадлежащими к типу Ат. Довольно часто единственным точным критерием принадлежности к этому типу являлся избыток тяжелых элементов. Ат- звезды не отличаются от нормальных в том отношении, что у них, обычно отсутствуют магнитное поле и переменность блеска. Содержание относительно легких металлов достаточно часто оказывается близким к солнечному. Но лишь при внимательном анализе спектральных линий более тяжелых металлов, удается установить, что звезда относится к типу Ат. Характерным примером является звёзда Сириус, классифицированная ранее как нормальная. Пекулярный химсостав показывает такая стандартная звезда как Вега. Исследования показали, что её состав отличается от солнечного (у неё

наблюдается общий дефицит металлов). Вега относится к классу светимости

/

V и, возможно, к звездам типа Lambda Boo, окруженных пылевой оболочкой, маскирующей реальный химсостав звезды. Пониженная металличность в спектральном классе А может наблюдаться не только у карликов, но и у гигантов. Например, HR7338 (aDra), принадлежащая к классу АО III. У А-сверхгигантов содержание тяжелых элементов не показывает больших отличий от солнечного. Возможно, небольшие отклонения от нормального химического состава среди сверхгигантов в окрестности Солнца отражают соответствующие неоднородности химического состава межзвездной среды. Также вероятно, что могли быть неточно определены параметры Teff и logg.

В ряде случаев, дефицит металлов возможно обусловлен неучтенным фактором двойственности. Примером может служить двойная система 7tSgr, состоящая из двух гигантов класса F, которые, по-видимому, имеют солнечный химический состав. Однако, если изучать 7iSgr без учета двойственности, наблюдается фиктивный дефицит многих элементов.

Предпринимались попытки найти звёзды, принадлежащие к ранним подклассам А, имеющие узкие спектральные линии, и которые бы имели солнечный химический состав. Но все изученные звезды имели какие-либо отклонения от нормального состава, отсюда был сделан вывод, что вблизи подкласса АО нормальные звезды встречаются крайне редко.

Есть предположение, что нормальные А-звезды, принадлежащие главной последовательности, с медленным вращением (v<l00км/с), в большинстве своем эволюционируют в Am. Следовательно, найти среди них звезду с солнечным химическим составом маловероятно. Однако при скорости вращения превышающей 100 км/с из-за меридиональной циркуляции (перемешивания), вызванной вращением, химические аномалии не могут сохраняться в атмосфере. Логично предположить, что среди быстровращающихся А-звёзд многие должны иметь нормальный химический состав. К сожалению, исследовать такие объекты довольно трудно, поскольку линии в их спектрах очень широкие вследствие вращения. Особенно сложно определять содержание тяжелых и редкоземельных

элементов, так как их линии слабы и немногочисленны. Наиболее благоприятный вариант, когда скорость вращения велика, но звезду мы видим с полюса. Однако такая ситуация встречается крайне редко.

2. Аш-звезды.

Это звёзды с повышенным содержанием тяжелых элементов. Эту группу, довольно многочисленную, называют иногда «металлическими» (metallic-line stars) звездами. Они имеют эффективную температуру в пределах от 7300 до 10000К. И log g от 3.5 до 4.5 (принадлежат к классам светимости V- IV). Все Am-звезды находятся вблизи главной последовательности, то есть при уходе с нее химические аномалии каким-то образом исчезают.

Химический состав элементов группы железа обычно близок к солнечному, либо немного повышен. В целом наблюдается пониженное или нормальное содержание легких элементов и всё возрастающий по мере увеличения порядкового номера избыток тяжелых металлов. При скорости вращения на экваторе больше 100км/с (это предельная скорость) химические аномалии исчезают.

В ряде случаев Am- звезды являются двойными, и это нельзя не учитывать, так как «видимый» химический состав двойной системы, определенный без учета двойственности, далёк от реального химического состава компонентов. Таким образом, для выявления реальных отклонений необходимо изучать состав каждого компонента двойной звезды в отдельности.

Для Am- звезд характерно отсутствие заметных магнитных полей, к тому же, у них нет заметных вариаций спектральных линий, которые могли бы говорить нам о наличии неоднородностей химического состава на поверхности звёзд.

3. Ар-звёзды.

У этих звёзд обнаружены магнитные поля, достигающие ЗОкГс. Одновременно с этим, Ар- звёзды показывают значительные аномалии в химическом составе.

Ар- звёзды делят обычно на две большие подгруппы- SrCrEu и Si. Для некоторых объектов применяется уточненная классификация, например SrCr, SrEu, CrEu. Принадлежность звезды к подгруппе SrCrEu вовсе не означает, что у нее все три элемента по своим аномальным содержаниям сильно отличаются от других линий.

Подгруппа SrCrEu принадлежит к области эффективных температур от 7500 до 10000К. Подгруппе Si соответствуют более высокие значения температур- от 9000 до 16000К. Значения log g соответствуют звездам ГП (3.8- 4.2).

Химический состав элементов группы железа обычно близок к солнечному, либо повышен.

В спектрах Ар-звезд наблюдаются линии сверхтяжелых металлов (Z> 72), такие как W, Pb, U. Но они немногочисленны и зачастую блендированы. В подгруппе Si из-за высоких температур линии сверхтяжелых элементов могут наблюдаться только при сильных избытках этих элементов.

Магнитные поля Ар-звёзд часто показывают периодические изменения. С тем же периодом меняется блеск и цвет. Также меняются линии некоторых элементов в спектре. Магнитная и спектральная переменность объясняются, если предположить модель наклонного ротатора. В этой модели ось дипольного магнитного поля, ось вращения звезды, луч зрения между собой не совпадают. Вращение приводит к периодическим изменениям спектральных линий, если предположить, что на поверхности звезды соответствующие элементы сконцентрированы в пятнах. Когда звезда видна с полюса вращения, магнитные и спектральные вариации наблюдаться не будут.

Одна из гипотез о происхождении химических аномалии в Ар-звёздах-гравитационная диффузия с потерей массы. Также можно довольно уверенно говорить о том, что магнитное поле как-то связано с образованием аномалий в химическом составе звёзд, так как все магнитные звёзды оказываются химически пекулярными.

Выборка звезд, исследования в диссертационной работе, была сделана таким образом, чтобы исключить попадание в нее пекулярных Ар-звезд, в которых наблюдаемые пекулярности содержания элементов во-многом определяется наличием сильных магнитных полей и концентрацией химических элементов в пятнах в верхних слоях фотосферы звезды. Задача нашего исследования заключается в том, чтобы проследить пекулярности химического состава в атмосферах А-Б-звезд, не обладающих магнитными полями.

1.2. Проблемы интерпретации химического состава А-Р-звезд

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Аль-Хави Омар А. Абдулнаби, 2013 год

Список литературы

1. Аль-Хави O.A., Бикмаев И.Ф., Мельников С.С. и др. Определение фундаментальных параметров атмосфер группы A-F-звезд // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. физ-матем. науки. - 2013. - Т.155, кн. 2. - С.193-197.

2. Аль-Хави O.A., Бикмаев И.Ф., Мельников С.С. и др. Исследование химического состава атмосфер нормальных и пекулярных A-F-звезд // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. физ-матем. науки. - 2013. - Т.155, кн. 3. - С. 1-7.

3. Бикмаев И.Ф., Аль-Хави O.A., Галеев А.И., Залялиева В.В. Анализ точности наблюдаемых эквивалентных ширин линий в спектрах A-F-звезд с малыми скоростями вращения // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. физ-матем. науки. - 2013. - Т.155, кн. 3. - С.8-12.

4. База данных SIMBAD: http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/.

5. Боярчук A.A., Любимков JI.C., Сахибуллин H.A. Эффекты отклонений от JITP в атмосферах F-сверхгигантов. I. Повышение ионизации атомов Fe I // Астрофизика. - 1985. - Т.22. - С.339-356.

6. Галазутдинов Г.А. Обработка астрономических спектров в ОС Windows с помощью программ DECH // Препринт CAO РАН. - 1992. - N. 92. - 100 с. -http://www.gazinur.com

7. Галеев А.И., Бикмаев И.Ф., Мусаев Ф.А., Галазутдинов Г.А. Химический состав 15 звезд - фотометрических аналогов Солнца // Астрон. Журн. - 2004. -Т.81. -N.6 — С.541-560.

8. Гуртовенко Э.А., Костык Р.И. Фраунгоферов спектр и система солнечных сил осцилляторов // Киев. - Наукова думка. - 1989. - 197 С.

9. Иванова Д.А., Шиманский B.B. He-JITP анализ формирования линий КI в спектрах А-К-звезд // Астрон. Журн. - 2000. - Т.77. - С.432-446.

10. Крамаровский Я.М., Чечев В.П. Синтез элементов во Вселенной // Москва. - Наука. - 1987. - 160 С.

11. Любимков Л.С. Химический состав звёзд: метод и результаты анализа // Одесса. - Изд-во "Астропринт". - 1995. - 323 с.

12. Любимков Л.С., Саванов И.С. Химический состав атмосфер, массы, радиусы и другие параметры четырех Am звезд // Астрофизика. — 1983. -Т.19. - С.505-511.

13. Любимков Л.С., Саванов И.С. Исследование Ат-звезды 68 Tau методом моделей атмосфер // Известия Крымск. Астрофиз. Обе. - 1983. - Т.67. - С.З-15.

14. Любимков Л.С., Саванов И.С. Исследование Ат-звезды 16 Orí методом моделей атмосфер // Известия Крымск. Астрофиз. Обе. - 1983. - Т.68. -С.121-130.

15. Любимков Л.С., Саванов И.С. Атмосфера Am звезды 15Vul // Известия Крымск. Астрофиз. Обе. - 1984. - Т.69. - С.50-59.

16. Машонкина Л.И., Шиманский В.В., Сахибуллин H.A. НеЛТР-эффекты в спектральных линиях Nal в атмосферах звёзд разных типов // Астрон. Журн. - 2000. - Т.77. - №12. - С. 1-16.

17. Саванов И.С., Халилов A.M. Анализ методом моделей атмосфер Alpha Lyr и Gamma Gem // Известия Крымск. Астрофиз. Обе. - 1985. - Т.72. -С. 106-119.

18. Саванов И.С. Анализ трех A-звезд методом моделей атмосфер // Известия Крымск. Астрофиз. Обе. - 1985. - Т.73. - С.92-101.

19. Саванов И.С. Химический состав атмосфер двух быстровращающихся "металлических" звезд // Астрон. Журн. - 1993. - Т.70. - С.967-975.

20. Сулейманов В.Ф. Могут ли наблюдаться абсорбционные линии в оптических спектрах рентгеновских Новых ? // Письма в Астрон Журн. -1996. -т.22. -С.107-123.

21. Шиманский В.В., Бикмаев И.Ф., Галеев А.И. Наблюдательные ограничения на синтез калия при формировании звезд галактического диска // Астрон. Журн. - 2003. - Т.80. - С.816-829.

22. Титаренко А.П., Рябчикова Т.А., Кочухов О.П., Цымбал В.В. Химический состав и эволюционный статус Ар-звезды HD 138633 // Письма в Астрономический Журнал. - 2013. - Т.39. - н.5. - С.390-400.

23. Adelman S.J. Elemental abundance analyses with coadded DAO spectrograms. IV. - Revision of previous analyses. V - The mercury -manganese stars Phi Herculis, 28 Herculis and HR 7664 // Mon. Not. R. Astron. Soc . - 1988. - V.235. - P.749-785.

24. Adelman S.J., Bikmaev I., Gulliver A.F., Smalley B. Round table summary: instrumentation and data processing // In: "Modelling of Stellar Atmospheres". -Proceedings of IAU Symp. N.210. - 2003. - P.337-349

25. Adelman S.J., Cay I.H., Tektunali H.G. et al. Elemental abundance analyses with DAO spectrograms: XXXI. The early F supergiants v Her (F2 II) and 41 Cyg (F2 Ib-II) // Astron. Nachr. - 2008. - V.329. - N.l. - P. 4-9.

26. Adelman S.J., Caliskan H., Kocer D. et al. Elemental abundance analyses with DAO spectrograms - XXIII. The superficially normal stars 28 And (A7 III) and 99 Her (F7 V) // Mon. Not. R. Astron. Soc . - 2000. - V.316. - P.514-518.

27. Adelman S.J., Pintado O.I. Elemental abundance analyses with EBASIM spectrograph of the 2.1-m CASLEO Observatory Telescope // Astron. Astrophys. -2003. - V.406, P.987-994.

28. Alibes A., Labay J., Canal R. Galactic chemical abundance evolution in the solar neighborhood up to iron peak // Astron. Astrophys. - 2001. - V.370. -РЛ103-1121.

29. Bellot Rubio L.R., Borrero J.M. Iron abundance in the solar photospere. Application of a two component model atmosphere // Astron. Astrophys. - 2002. -V.391.-P.331-337.

30. Bikmaev I.F., Ryabchikova T.A., Bruntt H. et al. Abundance analysis of two late A-type stars HD 32115 and HD 37594 // Astron. Astrophys. - 2002. - V.389. -P.537-546.

31. Blackwell D.E., Shallis M.J., Selby M.J. The infrared flux method for determining stellar angular diameters and effective temperatures // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 1979. - V.188. P.847-862.

32. Blackwell D.E., Lynas-Gray A.E. Determination of the temperatures of selected ISO flux calibration stars using Infrared Flux Method // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. - 1998. - V.129. - P. 505-515.

33. Bohm-Vitense E. The effective temperature scale // Ann. Rev. Astron.Astrophys. - 1981. - V.19. -P.295-318.

34. Burkhart C., Coupry M.F. Am stars of the Hyades cluster - temperatures, lithium, and the heavier elements, Al, Si, and Fe // Astron. Astrophys. - 1989. -V.220. - P.197-205.

35. Burkhart C., Coupry M.F. The A and Am-Fm stars. I. - The abundances of Li, Al, Si, and Fe // Astron. Astrophys. - 1991. - V.249. - P.205-216

36. Castelli F., Kurucz R. New Grids of ATLAS9 Model Atmospheres // IAU Symp. N.210 "Modelling of Stellar Atmospheres". - eds. Piskunov N. et al - 2003. - Poster A20.

37. Cay I.H. A spectroscopic analysis of the metallic- line star 2 Ursae Majoris (A2m) // Proceedings of IAU Symp. № 224 "The A-Star Puzzle". - 2004. - P.673-682.

38. Edvardsson B., Andersen J., Gustafsson B. et al. The chemical evolution of the galactic disk. I. Analysis and results // Astron. Astrophys. - 1983. - V.275. -P. 101-152.

39. Feltzing S., Gustafsson B. Abundances in metal-rich stars. Detailed abundance analysis of 47 G and K dwarf stars with [Me/H] >0.10 dex // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. - 1998.-V.129.-P. 237-266.

40. Fekel F.C., Williamson M., Buggs C. et al. HR1613: A slowly rotating a dwarf spectroscopic binary with solar abundances // Astron. J. - 2006. - V.132. -P.1490-1495.

41. Flynn C., Morel O. Metallicities and kinematics of G and K stars // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 1997. - V.286. P.617-625.

42. Fossati L., Ryabchkova T., Bagnulo S., Alecian E., Grunhut J., Kochukhov O., Wade G. The chemical abundance analysis of normal early A- and late B-type stars // Astron. Astrophys. - 2009. - V.503. - P. 945-962.

43. Fossati L.,f T. Ryabchikova T., Shulyak D. et al. The accuracy of stellar atmospheric parameter determinations: a case study with HD32115 and HD37594 // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2011. - V.417. P.495-507.

44. Francois P. Chemical evolution of the Galaxy: a comparison of the abundances of light metals in disk and halo dwarfs // Astron. Astrophys. - 1986. -V.160. -P.264-276.

45. Hauck B. Third catalogue of Am stars with known spectral types // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. - 1986. - V.64. P.21-23.

46. The Hipparcos and Tycho Catalogues // ESA. - Nordwijk. - SP-1200. - 1997.

47. Hui-Bon-Hoa A. Metal abundances of field A and Am stars // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. - 2000. - V.144. P.203-209.

48. Gebran M., Vick M., Monier R., Fossati L. Chemical composition of A and F dwarfs members of the Hyades open cluster // Astron. Astrophys. - 2010. -V.523. -All.

49. Girardi L., Bressan A., Bertelli G., Chiosi C. Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03 // Astron. Astrophys. Suppl. - 2000. - V. 141. - P.371-3 83.

50. Grevesse N., Sauval A.J. Standard Solar Composition // Space Science Reviews. - 1998. - V.85. -N.l. - P. 161-174.

51. Gulliver A.F., Adelman S.J., Friesen T.P. A spectroscopic atlas of o Pegasi (Al IV) Xk 3826- 4882 // Astron. Astrophys. - 2004. - V.413. - P.285-291.

52. Hauck B., North P. Effective temperature of Ap and Am stars from Geneva photometry // Astron. Astrophys. - 1993. - V.269. - P.403-410.

53. Holweger H., Kock M., Bard A. On the determination of the solar iron abundance using Fe I lines. Comments on the paper by D.E.Blackwell et al. and presentation of new results for weak lines // Astron. Astrophys. - 1995. - V.296. -P.233-240.

54. Kamper K.W., Beardsley W.R. Orbit, mass ratio, and parallax of 99 Herculis // Astron. Journal. - 1986. - V.91. -P.419-421.

55. King J.R., Boesgaard A.M. Stellar oxygen abundances. IV. Systematic effects in oxygen abundances derived from the 6300 A [OI] and 7774 A O I lines // Astron. Journal. - 1995.-V.109.-P.383-395.

56. Kovtyukh V.V., Chekhonadskikh F.A., Luck R.E. et al. Accurate luminosities for F-G supergiants from Fe II / Fe I line depth ratios // Mon. Not. R. Astron. Soc. -2010. - V.408. -P.1568-1575.

57. Kovtyukh V.V. High-precision effective temperatures of 161 FGK supergiants from line-depth ratios // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2007. - V.378. - P.617-624.

58. Kupka F., Piskunov N.E., Ryabchikova et al. VALD-2: Progress of the Vienna Atomic Line Data Base // Astron. Astrophys. Suppl. - 1999. - V.138. - P.l 19-133.

59. Kurucz R.L., Furenlid I., Brault J., Testermann I. Solar Flux Atlas from 296 to 1300 nm // Tucson. - KPNO Press. - 1984.

60. Kurucz R.L. Model Atmospheres at CD-ROMs // Smithsonian Astrophysical Observatory. - Cambridge. - USA. - 1993.

61. Luck R.E., Wepfer G.G. Chemical Abundances for F and G Luminosity Class II Stars // Astron. Journal. - 1995. - V.l 10. -P.2425-2456.

62. Lyubimkov L.S., Lambert D.L., Korotin S. et al. Nitrogen enrichment in atmospheres of A- and F-type supergiants // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2011. -V.410. -P.1774-1786.

63. Lyubimkov L.S., Lambert D.L., Rostopchin S.I. et al. Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2010. - V.402. - P.1369-1379.

64. Melendez J., I.Ramirez I. IRFM temperature calibrations for the Vilnius, Geneva, RI(C> and DDO photometric systems // Astron. Astrophys. - 2003. -V.398.-P. 705-719.

65. Michaud G. Diffusion Processes in Peculiar a Stars // Astrophysical Journal. -1970. - V.160. -P.641-658.

66. Piskunov N.E., Kupka F., Ryabchikova T.A. et al. VALD data base // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. - 1995. - V.l 12. - P.525-535.

67. Roby S.W., Lambert D.L. Carbon, nitrogen, and oxygen abundances in the chemically peculiar stars of the upper main sequence // Astrophys. J. Suppl. Ser. -1990. - V.73. - P.67-102.

68. Sadakane K. Abundance analyses of 21 Pegasi (B9.5 V) and HR 7338 (AO III) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. - 1981. - V.93. - P. 587-593.

69. Shorlin S., Wade G., Donati J. et al. A highly sensitive search for magnetic fields in B, A and F stars // Astron. Astrophys. - 2002. - V.392. - P.637-652.

70. Soubiran C., P.Girard P. Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk // Astron. Astrophys. - 2005 - V.438. - P. 139-151.

71. Takeda Y., Kang D., Han I. et al. Can Sodium Abundances of A-Type Stars Be Reliably Determined from Na I 5890 / 5896 Lines ? // Publ. Astron. Soc. Japan. -2009.-V.61.P.1165-1178.

72. Timmes P.X., Woosley S.E., Weaver T.A. Galactic chemical evolution. Hydrogen through zinc // Astrophys. J. Suppl. Ser. - 1995. - V.98. - P.617-658.

73. van't Veer-Menneret C., Faraggiana R., Gerbaldi M. et al. Behaviour of the O I triplet at 7773 A. Ill - Am stars // Astron. Astrophys. - 1989. - V.224. - P. 171178.

74. Zima W., Lehman H., Sturtz Ch. et al. High-resolution spectroscopy of the 5 Scuti star 44 Tau: photospheric element abundances and mode identification // Astron. Astrophys. - 2007. - V.471. - P.237-245.

75. Zerbi F.M., R.Garrido R., Rodriguez E. et al. The Gamma Doradus-type variable 9Aur: results from multi-site compaign // MNRAS. - 1997. - V.290. -P.401-410.