Аномалии химического состава звезд промежуточных и малых масс

• Автор: Рохас Гарсия Маделайне Митчел
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2013
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 126 с. : ил.

Оглавление
1 Введение
1.1 Характеристика объектов исследования
1.1.1 Химически-пекулярные звёзды
1.1.2 Бариевые звёзды
1.1.3 Звёзды с планетными системами
1.1.4 Гипотезы о металличпости
1.1.5 Звёзды с дебрис-дисками
1.2 Общая характеристика работы
1.2.1 Актуальность работы
1.2.2 Цели диссертационной работы
1.2.3 Научная новизна
1.2.4 Научная и практическая значимость работы
1.2.5 Апробация результатов
1.2.6 Результаты, выносимые на защиту
1.2.7 Публикации по теме диссертации
1.2.8 Структура и объем диссертации
2 Методика определения фундаментальных параметров и химического состава программных звёзд
2.1 Наблюдения и обработка спектров
2.2 Модели атмосфер и атомные данные
2.3 Определение эквивалентной ширины линий с помощью программы ARES
2.4 Определение фундаментальных параметров
2.5 Определение химического состава
2.6 Оценки погрешностей
2.7 Определение скоростей вращения и лучевых скоростей
2.8 Синтетические спектры
3 Фундаментальные параметры и химический состав группы умеренных Бариевых звёзд
3.1 Обработка спектров Ва 0-звёзд
3.2 Определение фундаментальных параметров
3.3 Анализ содержаний элементов s-процесса
3.4 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров модели звездной атмосферы
3.5 Линия Ball А 6141.713 Â
3.6 Выводы к главе 3

4 Анализ химического состава звезд с планетными системами и с дебрис-дисками
4.1 Характеристики звезд с дебрис-дисками
4.2 Металличность у звезд с планетными системами
4.3 Определение фундаментальных параметров программных звезд
4.4 Определение содержания элементов
4.5 Анализ содержания тугоплавких и летучих элементов
4.6 Выводы к главе
5 Эволюционный статус программных звезд малых и промежуточных масс с аномалиями химического состава
5.1 Байесовский метод определения звездных параметров
5.2 Определение физических параметров
5.3 Положение Ва0-звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Реесела
5.4 Звезды с дебрис дисками и планетными системами
5.5 Выводы к главе
6 Результаты спектроскопического анализа звезды HD 210681
6.1 Наблюдения и обработка
6.2 Определение физических параметров
6.3 Анализ химического состава
6.4 Выводы к главе
7 Заключение
7.1 Бариевые звезды
7.2 Звезды с дебрис-дисками и планетными системами
7.3 Благодарности автора
Литература
А Параметры звезд с планетами и дебрис-дисками
А.1 Параметры звезды HD10
А.2 Параметры звезды HD1
А.З Параметры звезды HD17
A.4 Содержания элементов в звездах с планетными системами и с дебрис-дисками
В Параметры Ва 0 звезд
B.1 Лучевые скорости бариевых звезд
B.2 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров
С Атомные данные и эквивалентные ширины
Приложение В
C.1 Атомные данные для линий Fci и Fell и их эквивалентные ширины в спектрах умеренных бариевых звезд
С.2 Атомные данные для линий различных элементов для Ва 0-звёзд

Глава 1 Введение
1.1 Характеристика объектов исследования
1.1.1 Химически-пекулярные звёзды Определение химической пекулярности
К пекулярным звёздам относят звёзды, спектры которых не укладываются в температурную последовательность. Звёзды нижней пасти главной последовательности имеют различный химический состав, так как их химический состав зависит от их возраста. Звёзды верхней части главной последовательности мало отличаются по химическому составу. Термин "Химические пекулярные звёзды" (CP - chemically peculiar) возник в 30-е годы XX столетия применительно к особой группе звёзд с аномальными спектрами, расположенных на диаграмме Гсрцшпрунга-Ресселла в верхней части главной последовательности (ГП), которые сильно отличаются от обычных звёзд того же спектрального класса. Доля СР звёзд составляет 10 - 15% от звёзд средней части главной последовательности. Для них характерны следующие общие свойства:
у/ различные особенности химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов;
у/ значительное ослабление линий Не у большинства СР звёзд. Только в спектрах самых горячих звёзд этого класса линии Не усилены по сравнению с теми же линиями в спектрах нормальных звёзд;
у/ наличие магнитных полей у большинства из них;
у/ медленное вращение.