Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://jet.sao.ru/hq/ssl/IRAS23304/node9.html
Дата изменения: Unknown Дата индексирования: Tue Oct 2 00:37:47 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: m 63 |
Содержания 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
Содержание железа в атмосфере IRAS23304 существенно занижено по
отношению к солнечному значению: . 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
. Такое
значение металличности указывает на принадлежность объекта к
старому (толстому) диску Галактики. Напомним, что данный тип
населения характеризуется значениями шкалы высот
пк и средней металличности
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
избыток серы составляет уже
(Тиммс и др., 1995). Следует отметить, что избыток серы
(Клочкова, 1995) наблюдается и в атмосфере
нормального сверхгиганта населения I
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 (),
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
, что близко к данным
табл.4 (
). 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 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 ,
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
, 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 (
) и бария (
).
Вывод справедлив как при первой, так и при второй
гипотезах.
В спектре IRAS23304 достаточно уверенно измерена эквивалентная
ширина резонансного дублета LiI, . 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
от
до
(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 , является отношение [Ba/Eu]. Для
непроэволюционировавших звезд
(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 . 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.