Основные результаты

1. Химические и кинематические свойства населения классических цефеид в Галактике Основные результаты Марсаков В.А., Коваль В.В., Ковтюх В.В., Мишенина Т.В. ЮФУ, Ростов-на-Дону АО ОНУ, Одесса "Современная звездная астрономия 2013" (ГАО РАН, 10-12 июня 2013)

2. «галактические» скопления: параметры характерны для звёзд поля тонкого диска Галактики металличности близки к солнечной практически круговые орбиты, недалеко отходящие от галактической плоскости Гипотеза: образовались из м/з вещества тонкого диска «пекулярные» скопления: параметры характерны для объектов более старых подсистем Галактики аномально низкие для звёзд тонкого диска металличности и/или вытянутые орбиты, высоко поднимающиеся над плоскостью Галактики Гипотеза: образовались в результате взаимодействия внегалактических объектов с м/з веществом тонкого диска Население рассеянных звёздных скоплений неоднородно и делится на две группы:М.Л. Гожа, Т.В. Боркова, В.А. Марсаков, ПАЖ, 38, 571, 2012;М.Л. Гожа, В.В. Коваль, В.А. Марсаков, ПАЖ, 38, 584, 2012

3. Исходные данные: • 276 классических цефеид - каталог Бердникова и др. (2003): • экваториальные координаты - Hipparcos, • собственные движения - Tycho-2, • лучевые скорости - из литературы, • расстояния определены на основе полученных авторами периодов переменности, • возрасты - lgt= 8.50 − 0.65 lgP, где t–в годах, P – период в сутках (Ефремов, 2003) Ошибки тангенциальных скоростей ошибки скоростей < 5, 10, 20 и 40 км/с .

4. Исходные данные: Химические элементы, которые, согласно современным представлениям, практически не испытывают изменений, связанных с ядерными процессами в атмосферах исследуемых звёзд α-элементы (O, Mg, Si, и Ca), элементы железного пика (Fe), элементы медленного нейтронного захвата (Ba, La, и Ce) элементы быстрого нейтронного захвата (Eu) 221 цефеида - из работ одной группы (Андриевский и др., 2013 и ссылки в ней на более ранние работы). Точности определения относительных содержаний для элементов, имеющих более 10 линий (например железа), достигают 0.05–0.10 dex, тогда как при 5 линиях и менее ошибки увеличиваются до 0,15–0.20 dex. 212 карликов и 171 гигант - Мишенина и др. (2006, 2007, 2013), ошибки - 0.15 dex.

5. Статистические связи между различными характеристиками цефеид (kpc) (kpc) (km/s)

6. Статистические связи между различными характеристиками цефеид Менее металличные цефеиды, обладая при той же температуре меньшей массой, попадают в полосу нестабильности при более высоком возрасте Высокие скорости, цефеид не связаны с релаксационными процессами в галактическом диске. В противном случае дисперсия скоростей должна была бы увеличиваться с возрастом.

7. Производство химических элементов в различных процессах ядерного синтеза в звездах разных масс α-элементы кислород и магний – в звёздах с массами более 10 M кремний и кальций – частично привспышках SNe Ia r-элементы - во время вспышек SNе II с массами 8 < M/M < 10 европий – ~94% в процессах быстрых нейтронных захватов s-элементы – в АВГ-звездах с массами <4 M барий- на 80-90%, лантан- на 60-65%, церий и самарий- на 99% Элементы железного пика – ~30% в SNe II, а ~70% - в SNe Ia.

8. цефеиды гиганты карлики Содержания альфа-элементов в цефеидах ∆[O/Fe] = -0.08 ±0.02 ∆[Mg/Fe] = -0.07 ±0.02 r = 0.14 ±0.07 r = 0.20 ±0.07 PN < 5% PN < 5% Методы определения содержаний элементов: Цефеиды - по эквивалентным ширинам линий в ЛТР приближении Карлики и гиганты - кислород по синтетическому спектру, магний по вычисленным профилям линий с учетом отклонений от ЛТР.

9. Содержания альфа-элементов в цефеидах ∆[Ca/Fe] = -0.07 ±0.01 ∆[Si/Fe] = -0.06 ±0.01 r = 0.3 ±0.2 r = 0.4 ±0.2 PN <<1% PN <<1% Определения содержаний кремния и кальция выполнены во всех звёздах единой методикой по эквивалентным ширинам линий в ЛТР приближении

10. Содержания элементов медленного и быстрого нейтронных захватов ∆[La/Fe] = +035 ±0.02 ∆[Ba/Fe] = +0.12 ±0.02 PN << 1% PN << 1% Барийв цефеидах и карликах определен по синтетическим спектрам нескольких линий в неЛТР приближении, в гигантах - в ЛТР приближении по синтетическому профилю сильной линии ионизованного бария; Лантан и церий во всех звёздах получены в ЛТР приближении по измеренным эквивалентным ширинам линий.

11. Содержания элементов медленного и быстрого нейтронных захватов ∆[Ce/Fe] = +0.07 ±0.02 ∆[Eu/Fe] ≈ +0.05 ±0.01 PN << 1% PN << 1% Содержания европия в цефеидах определены по эквивалентным ширинам в ЛТР приближении в карликах и гигантах - методом синтетического спектра с учетом сверхтонкой структуры.

12. Таким образом, относительные содержания всех исследуемых α-элементов в цефеидах демонстрируют более низкие отношения [α/Fe], чем у карликов и гигантов (в том числе и Солнца), Тогда как относительные содержания всех исследуемых элементов s- и r-процессов в цефеидах оказываются завышенными по сравнению с другими звездами. Но все элементы в цефеидах демонстрируют уменьшение относительных содержаний с ростом металличности.

13. Различия содержаний элементов в цефеидах от других звёзд поля ∆[Eu/Fe] = +0.03 ±0.01 ∆[α/Fe] = -0.07 ±0.01 выход относительного количества элементов s-процесса при [Fe/H] > -0.2 уменьшается с увеличением металличности маломассивных (<4M) АВГ-звезд, в атмосферах которых происходит их образование ∆[s/Fe] = +0.19 ±0.01 продвинутые в своей эволюции звезды демонстрируют: гиганты - дефицит, а цефеиды - избыток элементов s-процесса по сравнению с обычными карликами

14. Цефеиды с избытком альфа-элементов δ[O/Fe] ≈ 0.15, δ[Mg/Fe] ≈ 0.35, δ[Si/Fe] ≈ 0.05, δ[Ca/Fe] ≈ 0.15

15. Взаимные корреляции между элементами разных процессов К Откуда корреляция? Откуда корреляция? r = 0.6 ±0.1 r = 0.4 ±0.1 Обогащение элементами s-процесса при солнечной металличности в основном вносят вклад маломассивные (<4M) АВГ-звёзды. Некоторые из этих звезд, будучи тесными двойными, взрываются впоследствии как SN Ia, выбрасывая в межзвездную среду железо, значит[s/Fe] не должно зависеть от металличности и корреляций «[s/Fe] - [α/Fe]» и «[r/Fe] - [α/Fe]»быть не должно! Почему нет корреляции? α-элементы и элементы r-процесса производятся в массивных звёздах близких масс но по цефеидам нет корреляции. Можно предположить, что цефеиды «выброса» образовались ~100 млн. лет назад из вещества, которое было обогащено массивными сверхновыми.

16. Радиальные градиенты относительных содержаний химических элементов r = 0.45 ±0.05 r = 0.33 ±0.07 (kpc) (kpc) на больших галактоцентрических расстояниях, где металличность меньше, относительные содержания α- и r-элементов и должны быть выше. излом зависимости около RG ≈ 6.5 кпк. В этом же месте наблюдается излом и на зависимости [Fe/H] от RG r = 0.72 ±0.04 (kpc)

17. Зависимости относительных содержаний от азимутальной скорости (km/s) (km/s) Заметим, что звезды с малыми ошибками скоростей все лежат от нас ближе 1 кпк и наблюдаемые очень слабые корреляции не связаны с радиальными градиентами. Не наблюдается статистически выявляемых сгущений точек и разброс всех содержаний не зависит от скорости. Значит нет оснований полагать, что какие-либо цефеиды имеют «необычное» происхождение, как некоторые РС. (km/s)

18. Изменение относительных содержаний некоторых химических элементов [el/Fe] c увеличением металличности удается интерпретировать в рамках химической эволюции звездно-газовой системытолько в случае, если в ней общее содержание тяжелых элементов в среднем со временем увеличивается, то есть если металличностьявляется статистическим индикатором возраста.

19. Зависимость между возрастом и металличностью в тонком диске Галактики (Марсаков и др., 2011)

20. Зависимости среднего значения (а) и дисперсии металличности (б) от возраста для звезд тонкого диска в пределах 70 пк от Солнца и со средними радиусами орбит 7.7 < Rm < 8.4 кпк. Средняя металличность в первые несколько миллиардов лет формирования дисковой подсистемы остаётся практически постоянной, тогда как дисперсия металличности быстро уменьшается. Но примерно 4-5 млрд. лет назад у новых поколений звезд средняя металличность начинает монотонно возрастать при постоянной дисперсии металличности.

21. Уменьшение относительных содержаний α-элементов и элементов r-процесса с металличностью связано с более поздним выбросом в межзвёздную среду основного количества атомов элементов группы железа. Поскольку в тонком диске металличность все же является индикатором возраста, а диапазон возрастов у гигантов и карликов намного превышает время эволюции предшественников SN Ia, то для этих звёзд такие зависимости имеют эволюционный смысл. Но почему такие же зависимости наблюдаются и у цефеид, ведь все они очень молодые звёзды?

22. В противоположность карликам и гигантам, цефеиды очень молодые звезды и наблюдаемые у них зависимости [α/Fe] от[Fe/H] и [r/Fe] от [Fe/H] не свидетельствуют об их последовательном рождении, а только об отсутствии однородности химического состава межзвездного вещества, в котором происходило звездообразование. Параллельность означает, что цефеиды и другие звёзды образовывались, скорее всего, из вещества, испытавшего одинаковые истории обогащения химическими элементами. По-видимому, звездообразование в свое время миновало какие-то области межзвездного вещества, и только потом из него образовались молодые звёзды, представителями которых являются нынешние цефеиды. В итоге, существование самих зависимостей у цефеид свидетельствует о слабом перемешивании межзвездного вещества и «отсроченном» звездообразовании в некоторых областях, когда в одно и то же время недалеко друг от друга образуются звёзды с разным химическим составом.

23. Гипотеза: • Систематически заниженные относительные содержания α-элементов [α/Fe] и завышенные содержания элементов r-процессов [r/Fe] у цефеид по сравнению с карликами и гигантами можно объяснить тем, что при достижении в межзвёздной среде примерно солнечной металличности очень массивные звезды перестали взрываться как сверхновыевторого типа. • (По другим галактикам см. Smartt et al. MNRAS. 395, 1409, 2009; Kochanek et al. ApJ, 684, 1336, 2008) • В результате резко сократилось количество выбрасываемых атомов • α-элементов, тогда как выход r-элементов остался прежним. • Ввиду того, что сверхновые больших масс во время вспышек производили и значительное количество элементов группы железа, • в межзвездной среде отношения [r/Fe] увеличились, но итоговые величины [α/Fe] всё же уменьшились. • Относительные содержания s-элементов [s/Fe] резко и намного увеличились в более молодых звёздах-цефеидах из-за того, что часть s-элементов производится в слабом компоненте s-процессав атмосферах массивных звезд, которые, возможно, ибез взрыва могут сбрасывать оболочки, подобно АВГ-звездам. • Поскольку же такие массивные звезды, взрываясь как SNe II, обогащали межзвездную среду также и значительным количеством железа, то при их отсутствии отношения [s/Fe] у следующих поколений звезд должны получиться выше.

24. Естественно, что высказанные предположения могут быть справедливыми только в случае, если обсуждаемые различия между относительными содержаниями различных химических элементов в цефеидах, карликах и красных гигантах не обусловленыневыявленными систематическими ошибками в определениях этих содержаний в цефеидах. В противном случае следует пересмотреть подход к определению содержаний химических элементов в эволюционно продвинутых звёздах – цефеидах.

25. С удовольствием отвечу на все ваши вопросы.

26. Классические цефеиды Функция металличности Расстояние от Солнца ошибки скоростей < 5, 10, 20 и 40 км/с Ошибки тангенциальных скоростей