Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://mavr.sao.ru/hq/ssl/IRAS23304/node9.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Tue Oct 2 08:04:49 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: martian surface

Химический состав

Содержания ${\rm lg\epsilon(X) \pm \delta}$ химических элементов, усредненные по набору измеренных линий, приведены в табл.4. Во втором столбце этой таблицы приведены соответствующие данные (Гревесс и др., 1996) для атмосферы Солнца, которые мы использовали для определения величин

$${\rm [X/Fe]=[lg\,\epsilon(X)-lg\,\epsilon(Fe)]_{\star} - [lg\,\epsilon(X)-lg\,\epsilon(Fe)]_{\odot},}$$

необходимых для анализа кривой распространенности химических элементов при различных значениях металличности. Ниже рассмотрим подробнее картину распространенности химических элементов в атмосфере звезды.

Содержание железа в атмосфере IRAS23304 существенно занижено по отношению к солнечному значению: ${\rm [Fe/H]\,=\,-0.65\,dex}$. Полученные содержания элементов группы железы (ванадий, хром) соответствуют этому значению [Fe/H], что согласуется с поведением данных элементов в большом диапазоне металличностей (Тиммс и др., 1995). Среднее содержание элементов группы железа V, Cr, Fe для IRAS23304 составляет ${\rm [X/H]\,=\,-0.61\,dex}$. Такое значение металличности указывает на принадлежность объекта к старому (толстому) диску Галактики. Напомним, что данный тип населения характеризуется значениями шкалы высот ${\rm \sim \,1.3}$пк и средней металличности ${\rm [Fe/H]\,=\,-0.6\,dex}$ при дисперсии 0.3dex (МакУильям, 1997).

Исследуемый объект находится в стадии интенсивного обмена вещества атмосферы и околозвездной газо-пылевой оболочки. Поэтому прежде всего следует выяснить, как ведут себя химические элементы, в различной степени подверженные процессам конденсации. Содержание химического элемента в атмосфере зависит от температуры конденсации его атомов на пылинках оболочки, вследствие чего содержание Fe, Mg, Si, Ca может быть существенно понижено, в то время как элементы CNO-группы, S, и Zn, принадлежащий группе железа, практически не подвержены процессам фракционирования (Бонд, 1992). Если заметная доля ядер железа конденсируется на пылинках, то в атмосфере будет наблюдаться дефицит ядер железа в газовой фазе. В этом случае нормировка определений химического состава на содержание железа в газовой фазе приведет к относительным избыткам элементов, в меньшей степени подверженных конденсации.

В картине распространенности химических элементов в атмосфере
IRAS23304 обращают внимание выявленный с высокой точностью по набору линий избыток серы [S/Fe]=+0.48 и менее уверенный (по одной линии) избыток цинка [Zn/Fe]=+0.76. Содержание цинка, не изменяющееся в ходе звездного нуклеосинтеза в недрах звезд малых и средних масс, в широком интервале металличностей изменяется на ту же величину, что и содержание железа (Уиллер и др., 1989; Тиммс и др., 1995). Поэтому вывод об избытке цинка не зависит от того, в какой шкале (дифференциальной или абсолютной) он получен. Интерпретировать избыток серы сложнее. Среднее содержание серы для непроэволюционировавших звезд солнечной металличности на 0.15dex выше солнечного, а для металличности ${\rm [Fe/H]\,=\,-0.65}$ избыток серы составляет уже ${\rm [S/Fe]\,=\,+0.35}$ (Тиммс и др., 1995). Следует отметить, что избыток серы ${\rm [S/Fe]\,=\,+0.55}$ (Клочкова, 1995) наблюдается и в атмосфере нормального сверхгиганта населения I ${\rm \alpha\,Per}$ без признаков околозвездной оболочки. Следовательно лишь часть избытка серы [S/Fe] в атмосфере IRAS23304 может быть объяснена конденсацией ядер железа.

В пользу того, что мы имеем дело с объектом населения I, свидетельствуют и его галактическая широта (${\rm b\,=\,+1^o}$), и величина лучевой скорости. Если предположить, что исходные (т.е. до начала процесса сепарации элементов) соотношения [Zn/Fe] и [S/Fe] в атмосфере IRAS23304 соответствуют средним для непроэволюционировавших звезд диска ([Zn/Fe]=0 и [S/Fe]=+0.15), то можно оценить дефицит ядер железа за счет процесса конденсации ${\rm -0.54\,dex}$, что близко к данным табл.4 (${\rm [Fe/H]\,=\,-0.65}$). Следовательно, если принять гипотезу сепарации элементов в оболочке, то по всем признакам объект следует отнести к post-AGB звезде населения I.

Итак, все приводимые ниже результаты определения химического состава атмосферы IRAS23304 можно рассматривать в рамках двух гипотез: 1) объект диска с исходной солнечной металличностью, с наблюдаемым содержанием элементов железного пика (V, Cr, Fe, Ni), уменьшенным процессами фракционирования; 2) объект старого диска с исходной металличностью ${\rm [Fe/H]\,=\,-0.65}$ и аномально высоким содержанием цинка и серы.

Содержание элементов CNO-группы в атмосфере IRAS23304 значительно отличается от солнечного. Повышенное содержание углерода и азота в атмосфере IRAS23304 ${\rm [C/Fe]=+0.98.}$, ${\rm [N/Fe]=+1.36}$ определено нами достаточно надежно по большому набору спектральных линий этих элементов. Избыток кислорода определен с использованием эквивалентных ширин трех линий в области длин волн 6155${\rm \AA}$, без учета ИК-триплета кислорода. На основании полученного соотношения содержаний C/N/O можно говорить об обнаружении в атмосфере звезды проявлений выноса вещества, переработанного в ходе горения водорода и гелия (третье перемешивание). Такой вывод подтверждается и большим избытком элементов s-процесса иттрия (${\rm [Y/Fe]\,=\,+0.91}$) и бария (${\rm [Ba/Fe]\,=\,+1.73}$). Вывод справедлив как при первой, так и при второй гипотезах.

В спектре IRAS23304 достаточно уверенно измерена эквивалентная ширина резонансного дублета LiI, ${\rm \lambda\,6707\,\AA}$. Интересно, что относительное содержание лития [Li/Fe]=0.01 соответствует ситуации в солнечной системе (в табл.4 для солнечного химического состава приведено содержание лития в метеоритах). Синтез ядер Li на стадии асимптотической ветви гигантов возможен для узкого интервала светимостей ${\rm M_{bol}}$ от ${\rm -6^m}$ до ${\rm -7^m}$ (Сакманн, Бутруд, 1992). Это согласуется с результатами спектроскопии AGB-звезд в Магеллановых облаках (Смит, Ламберт, 1989, 1990).

Избыток натрия по отношению к металличности [Na/Fe]=+0.49 находится в пределах значений, известных для звезд высокой светимости (в рамках первой гипотезы содержание натрия близко к солнечному). Подчеркнем, что избыток натрия (по отношению к металличности) наблюдается как для молодых массивных сверхгигантов (Сэсселов, 1986; Боярчук и др., 1988а,б), так и в случае заведомо маломассивных звезд высокой светимости в шаровых скоплениях (Гонзалез, Уоллерстейн, 1992). Ранее мы рассматривали проблему сверхизбытка натрия в атмосферах сверхгигантов более подробно (Клочкова, Панчук, 1998).

Вывод о повышенном содержании кремния справедлив при обеих гипотезах, что в итоге позволяет предположить о несиликатном составе пылевой компоненты оболочки.

Достаточно надежно выявлен по трем имеющимся спектрам избыток тяжелых металлов (La, Ce, Nd, Pr, Eu): [X/Fe]=+1.04. В рамках второй гипотезы значимая величина среднего избытка (0.4dex) сохраняется. Индикатором s-процесса, независимым от металличности при ${\rm [Fe/H]\,\gt\,-1}$, является отношение [Ba/Eu]. Для непроэволюционировавших звезд ${\rm [Ba/Eu]\,\sim \,0}$ (МакУильям, 1997), а в атмосфере IRAS23304 [Ba/Eu]=1.08, что свидетельствует в пользу действия s-процесса (Маланье, 1987).

В целом вид кривой распространенности для IRAS23304 указывает на избытки и элементов до железного пика, и более тяжелых элементов. Эта картина более отчетлива при первой гипотезе, но принципиально не изменяется, если мы откажемся от предположения о конденсации существенной доли атомов железа. Подобная картина распространенности химических элементов, сформированная с участием процессов сепарации, наблюдается в атмосферах нескольких звезд на стадии post-AGB с большими ИК-избытками, обусловленными околозвездными оболочками (Гиридхар и др., 1994, Гонзалез и др., 1997а,б; Клочкова, Панчук, 1998).

Более определенный выбор из двух рассматриваемых гипотез позволяют сделать результаты, полученные для скандия. При развитых процессах сепарации содержание этого элемента в газовой составляющей уменьшается гораздо быстрее, чем содержание железа (см., например, Гонзалез и др., 1997б). В атмосфере же исследуемого объекта относительное содержание скандия ${\rm [Sc/Fe]=+0.18}$. Таким образом, в пользу гипотезы сепарации свидетельствует содержание цинка и, частично, серы, но общей картине сепарации противоречит содержание скандия. В связи с этим мы склонны утверждать, что выявленные аномалии химического состава IRAS23304 являются преимущественно следствием звездного нуклеосинтеза (CNO-элементы и элементы s-процесса), а роль процессов сепарации может оспариваться.

Следует отметить, что картина распространенности химических элементов в атмосфере IRAS23304 согласуется с химическим составом ряда родственных ему объектов, образующих особую подгруппу PPN с близкими параметрами (температура, металличность): IRAS07134+1005 (Клочкова, 1995), IRAS19500-1709 (Ван Винкель, 1997) IRAS05341+0852 (Редди и др., 1997) IRAS04296+3429 (Клочкова и др., 1997в; Десин и др., 1998), IRAS22223+4327 (Десин и др., 1998). В атмосферах объектов только этой небольшой подгруппы PPN с обогащенными углеродом газо-пылевыми оболочками, выявлены ожидаемые проявления третьего перемешивания, а в ИК-спектрах всех этих объектов имеется неотождествленная пока полоса на 21мкм.