Глубокое перемешивание в красных гигантах шаровых скоплений

• Автор: Денисенков, Павел Альбертович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2001
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 157 с. : ил

1.1 Шаровые скопления

1.2 Красные гиганты

1.3 Дополнительное перемешивание в звездах: наблюдения

1.4 Дополнительное перемешивание в звездах: теоретические модели

1.5 Объединенный сценарий

1.6 Места первичного нуклеосинтеза в шаровых скоплениях

1.7 Возможная роль среды шарового скопления

1.8 Актуальность проблемы

1.9 Цель, задачи и методы исследования

1.10 Научная новизна

1.11 Научная и практическая ценность

1.12 Результаты, выносимые на защиту
1.13 Апробация работы
1.14 Структура и объем диссертации
1.15 Перечень статей, в которых опубликованы основные результаты диссертации
2 Дополнительное перемешивание в красных гигантах
2.1 Диффузионная модель дополнительного перемешивания в красных гигантах шаровых скоплений (1994-95 гг.)
2.1.1 Введение
2.1.2 Модели и метод вычислений
2.1.3 Результаты
2.1.4 Основные выводы
2.2 О возможном механизме дополнительного перемешивания в красных гигантах шаровых скоплений (1999 г.)
2.2.1 Введение
2.2.2 Полуэмпирическая диффузионная модель дополнительного перемешивания
2.2.3 Механизм перемешивания Цана
2.2.4 Выбор критерия сдвиговой неустойчивости
2.2.5 Результаты численных расчетов
2.2.6 Заключение
2.3 Эпизодическое производство лития в красных гигантах (2000 г.)
2.3.1 Введение
2.3.2 Дополнительное перемешивание в красных гигантах
2.3.3 Проблема красных гигантов, богатых литием
2.3.4 Предлагаемое решение литиевой проблемы
2.3.5 Заключение
3 Химическая эволюция шаровых скоплений
3.1 Объединенный сценарий: унаследованные химические аномалии плюс дополнительное перемешивание в красных гигантах (1997 г.)
3.1.1 Введение
3.1.2 Использованные компьютерные программы
3.1.3 Сценарий с глубоким перемешиванием
3.1.4 Сценарий с первичным нуклеосинтезом: унаследованные аномалии
3.1.5 Заключительные замечания
3.2 Вклад 26А1 в антикорреляцию между содержаниями О и А1 у красных гигантов шаровых скоплений (2001 г.)
3.2.1 Введение
3.2.2 Проблема дефицита О
3.2.3 Проблема избытка А1
3.2.4 Заключительные замечания
4 Переход звезд ГП с массами 10 и 30 М@ в состояние стационарного вращения (1998 г.)
4.1 Введение
4.2 Основные уравнения
4.3 Дополнительные предположения и упрощения
4.4 Результаты расчетов
4.5 Основные выводы
5 Заключение
Библиография

Глава
1.1 Шаровые скопления
Шаровые скопления принадлежат к числу старейших из известных звездных образований во Вселенной. Последние оценки возраста самых старых шаровых скоплений дают (11 ± 1.5) • 109 лет [163], что находится в хорошем согласии с датировкой Большого Взрыва, основанной на недавно уточненном значении постоянной Хаббла [156]. В нашей Галактике шаровые скопления относятся к населению Il-го типа и входят в состав гало. Одной из их отличительных черт является пониженная по сравнению с солнечной металличность ([Fe/H]1< 0). Массы шаровых скоплений (105 — 10е М©)2 поразительно близки к массе Джинса, соответствующей началу развития гравитационной неустойчивости на ранней стадии формирования Галактики. Это приводит к естественному заключению, что шаровые скопления, вероятнее всего, выделились из протогалактики еще до того, как образовался галактический диск [78]. Гравитационное сжатие облака-протоскопления происходило в шкале времени намного более короткой, чем возрасты современных шаровых скоплений. Следовательно, звезды в отдельно взятом шаровом скоплении с высокой степенью точности можно рассматривать как имеющие один и тот же возраст. Наблюдения показывают, что практически все шаровые скопления (исключение составляют лишь М22 и ш Сеп) имеют однородный химический состав, если в качестве пробного элемента взято железо. Например, Гайслер и Сараедини [86] нашли очень незначительный разброс (0.03 — 0.09) величины [Fe/H] (в пределах одного скопления) в выборке из 12 шаровых скоплений.
Эволюционный статус звезды полностью определяется ее начальной массой М, химическим составом (относительными по массе содержаниями водорода X и „металлов“ - элементов, тяжелее гелия, Z) и возрастом, из которых только первый параметр изменяется от звезды к звезде в шаровых скоплениях. Таким образом, именно начальная масса определяет, на какой из эволюционных ветвей диаграммы „цвет-светимость“ -на главной последовательности (ГП), на ветви субгигантов, красных гигантов, на горизонтальной ветви или на асимптотической ветви гигантов (АВГ) - находится звезда
*Мы используем стандартное спектроскопическое обозначение [А/В] = lg[JV(A)/JV(B)]stai. — lg[JV(A)/Af(B)]©, где N{А) и N(В) - концентрации нуклидов А и В соответственно.

2.2 О возможном механизме дополнительного перемешивания в красных гигантах шаровых скоплений (1999 г.)
2.2.1 Введение
Поиск механизма дополнительного перемешивания в красных гигантах шаровых скоплений все еще остается не решенной проблемой звездной астрофизики. Такое перемешивание, по-видимому, отличается от обычной конвекции. Считается, что оно действует в лучистой зоне, разделяющей водородный слоевой источник и основание конвективной оболочки в звезде, восходящей по ветви красных гигантов. Дополнительное перемешивание проявляет себя посредством изменения атмосферных содержаний изотопов С, 14, О, 14а, и А1 в звезде в том случае, если оно способно подобраться достаточно близко к водородному слоевому источнику, в котором указанные изотопы принимают участие в процессе преобразования Н в Не в качестве катализаторов в СГТО-, 4е4а,- и М^А1-цикле. И, действительно, наблюдения показывают, что в шаровых скоплениях существуют изменения атмосферных содержаний этих элементов, а также отношения 12С/13С от звезды к звезде (см. многочисленные ссылки в [69]). Более того, имеются наблюдательные корреляции между содержаниями С, 4, О, 4а, и А1, соответствующие теоретически ожидаемым. Например, содержания элементов в парах С и 14, О и 4а, и А1 антикоррелируют. Чтобы проиллюстрировать сказанное мы отложили на Рис. 2.11 распределения содержаний некоторых нуклидов вблизи водородного слоевого источника как функции относительной массовой координаты 5М = (Мг — Мс)/(Мъсе — Мс). Здесь обычная лагранжева массовая координата Мт равна массе, заключенной внутри сферы радиуса г, Мс - масса гелиевого ядра (точнее, лагранжева координата точки, в которой относительное содержание водорода X = 10~4) и, наконец, Мьое - координата основания конвективной оболочки. При подготовке Рис. 2.11 мы использовали ту же программу расчета кинетики нуклеосинтеза и модель красного гиганта со светимостью = 2.08 из той же эволюционной
последовательности (М = 0.8Мв, Z = 5 ■ Ю-4), что и в работе [69]. Значительный рост с глубиной содержания 27А1 обусловлен использованными нами нестандартными предположениями: о повышенном начальном содержании изотопа 25М^ ([25Мд/Ре] = 1.1) и об увеличенной в 103 раз по сравнению с опубликованной в [12] скорости реакции 26АР(р,7)2731.
Алюминиевая проблема заключается в том, что большие избытки А1, наблюдаемые у красных гигантов, наподобие тех, которые видны у гигантов шарового скопления ш Сеп на Рис. 2.13Ь, невозможно объяснить одним лишь дополнительным перемешиванием. В смеси изотопов магния нуклид 24М§ обычно преобладает над 25М^ и 26М$: в Солнечной системе изотопные отношения равны 24М|;:25Ь^:26М£=79:10:11. Как видно из Рис. 2.11, в красном гиганте 27 А1 не может производиться за счет 24]/^, так как для этого требуются температуры выше 60-10е К, в то время как в водородном слоевом источнике температура никогда не превосходит 55 • 10® К. С другой стороны, 25М^ может превратиться в А1, но при этом результирующее содержание А1 будет недостаточно высоким для объяснения наблюдений, если считать, что изначально было [25М)*/Ре]=0.