Спектроскопические исследования атмосфер маломассивных звезд

• Автор: Ермаков, Сергей Владимирович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Нижний Архыз
• Количество страниц: 180 с. : ил

Оглавление
Введение
1 Моделирование процесса регистрации звездных спектров
1.1 Расчет синтетических спектров звездных атмосфер
1.2 Учет аппаратной функции спектрографа
1.3 Моделирование шума в синтетическом спектре
1.4 Оценка накопленного сигнала
1.5 Формирование сдвига спектра
1.6 Методы кросс-корреляции
1.7 Учет влияния магнитного поля
1.7.1 Экспрессный метод поиска магнитных полей
1.8 Корреляционный метод измерения лучевых скоростей
1.9 Метод восстановления спектра
1.10 Выводы
2 Исследование методов спектроскопических наблюдений
2.1 Функция рассеяния точки
2.2 Информативность спектров и оптимизация наблюдений
2.3 Эшелле-спектрограф первичного фокуса БТА
2.3.1 Конструкция спектрографа РБЕБ
2.3.2 Позиционные характеристики РБЕБ
2.3.3 Фотометрические характеристики РРЕБ
2.3.4 Демонстрационные спектры, полученные на РРЕБ
2.4 Спектрографы фокуса Нэсмиг-2 БТА
2.5 Техника измерения лучевых скоростей
2.5.1 Обработка спектров методом ’от линии к линии’
2.5.2 Кросс-корреляционный метод на спектрографах с эшелле
2.5.3 Методы одновременной позиционной калибровки
2.6 Выводы
3 Спектры холодных звезд разных типов
3.1 Атлас спектров Б и С звезд в диапазоне 4540-6620АА
3.1.1 Наблюдения и обработка спектров
3.1.2 Эффекты температуры, светимости и металличности
3.2 Атлас спектров звезд с дефицитом металлов в диапазоне 3550-5000 АА
3.2.1 Наблюдения и особенности обработки спектров
3.2.2 Список спектральных линий

3.2.3 Описание атласа
3.3 Спектры избранных переменных звезд
3.3.1 Спектрально-двойная звезда гало
3.3.2 Звезда ветви гигантов в шаровом скоплении
3.3.3 Цефеида в ассоциации
3.3.4 Спектры избранных звезд в районе линии Н-альфа
3.4 Линии тяжелых элементов в спектрах старых звезд
3.5 Выводы
4 Химический состав атмосфер маломассивных звезд
4.1 Происхождение химических элементов
4.1.1 Первичный нуклеосинтез в эпоху Большого Взрыва
4.1.2 Формирование галактик
4.1.3 Химическая эволюция Галактики
4.2 Наблюдения
4.3 Параметры моделей звездных атмосфер и данные для атомных линий
4.3.1 Параметры моделей атмосфер
4.3.2 Силы осцилляторов
4.3.3 Ошибки определения содержаний элементов
4.4 Результаты определения содержаний элементов
4.4.1 Литий
4.4.2 Кислород
4.4.3 Элементы а-процесса
4.4.4 Натрий и алюминий
4.4.5 Калий
4.4.6 Ванадий, хром и никель
4.4.7 Скандий и марганец
4.4.8 Медь и цинк
4.4.9 Элементы S- и г-процесса
4.4.10 Связь химического состава и кинематических характеристик
4.4.11 G 251-54 - звезда с аномальным химическим составом
4.5 Выводы
Заключение
Литература

Введение
Общая характеристика работы
В работе представлены научные и научно-технические результаты решения задачи исследования атмосфер звезд, имеющих массы порядка солнечной, по спектрам высокого разрешения, полученным на 6-метровом телескопе. Основное внимание уделено исследованию химического состава атмосфер звезд с дефицитом металлов (т.е. звезд, в атмосферах которых содержание тяжелых элементов в десятки и сотни раз меньше, чем в атмосфере Солнца).
Одной из основных задач, стоящих перед астрофизикой, является исследование химического состава атмосфер звезд, имеющее конечной целью решение вопроса о том, где, как и когда были образованы те или иные химические элементы, которые мы наблюдаем в окружающем нас мире.
Согласно современным представлениям, наблюдаемая часть Вселенной была образована в результате Большого Взрыва. В течение нескольких первых минут был образован весь водород и значительная часть наблюдаемого в настоящее время гелия (в пропорции по массе 76 и 24%), а также небольшое количество лития. Примерно через 1 миллиард лет после фазы первичного нуклеосинтеза наступила фаза образования галактик. При этом часть исходного вещества, из которого формировались протогалакти-ческие облака, была израсходована на образование первых звезд. Первые звезды (население III) состояли только из трех химических элементов (водород, гелий и литий). Все остальные элементы синтезированы в процессах ядерных реакций на различных стадиях эволюции звезд, с последующим выходом части вновь синтезированного вещества в межзвездную среду, перемешиванием его со старым межзвездным веществом, образованием новых поколений звезд, (население II и затем I), повторением в недрах этих звезд процессов синтеза с новым исходным химическим составом. В Галактике наблюдаются звезды населений II (звезды гало) и I (звезды диска), звезды населения III не найдены. Звезды населения I представлены широким спек-

Таблица 1.4: Точность измерения лучевой скорости по отдельным линиям (ЬМ) и кросс-корреляционным методом (МСС) для спектрографа Рысь за время экспоциции Т для звездной величины ту • Ширина щели 1", качество изображений - 2". Приведены также данные для метода огической кросс-корреляции (ОСС)
Т, мин. (Те, км/сек. Метод
15 0.02 0.03 0.05 0.14 0.29 0.71 МСС
60 0.02 0.03 0.08 0.20 0.49 МСС
15 0.12 0.15 0.19 0.26 ЬМ
60 0.11 0.13 0.16 0.23 ЬМ
15-20 0.83 1.22 ОСС
ту 9 10 11 12 13 14
Отметим, что успех применения кросс-кор реляционных методов измерения лучевых скоростей определяется также соотношением ширины аппаратной функции спектрографа и ширин линий в спектрах исследуемых объектов (желательно, чтобы ширина аппаратной функции была меньше ширин линий). Таким образом, развитие кросс-корреляционных методов измерения лучевых скоростей связывается с увеличением К.
1.9 Метод восстановления спектра
Методы восстановления спектра (по зарегистрированному сигналу и аппаратной функции прибора) относятся к первой задаче теории спектральных приборов (определение истинного контура спектральной линии по наблюдаемому). Традиционная техника восстановления спектра основана, главным образом, на преобразованиях Фурье (см., например, Тарасов, 1968). Наличие случайных ошибок ограничивает возможную точность определения истинного контура (Раутиан, 1958). К настоящему времени методы восстановления изображений и спектров получили строгое развитие (Теребиж, 1992). Ниже приведем результаты применения довольно простых методов на простых моделях. В рамках нашей работы целью моделирования является определение оптимальных режимов исследования тех или иных характеристик спектров холодных звезд.
Рассматриваемая ниже задача формулируется следующим образом. Известно. что в спектроскопии высокого разрешения на больших телескопах наиболее острой является проблема широкощельности, т.е. согласования масштаба изображения звезды на входе спектрографа с элементом разре-