9. Избранные проблемы звездных атмосфер: - химический состав Солнца; - химическая эволюция Галактики; - стратификация редкоземельных элементов в атмосферах звезд.

Химический состав и модель Солнца Модель Солнца, T(r), ρ(r): выработка энергии в ядре, лучистый и конвективный перенос, непрозрачность зависит от содержания O, C, Ne, N,... О: ~60% всех атомов с Z 3 уравнение состояния, гидростатическое равновесие Наблюдательная проверка: гелиосейсмология, c(r) солнечные нейтрино строение Строение Солнца (схематически)

Модели солнечных колебаний. Масштаб колебаний сильно преувеличен. Солнечная поверхность участвует одновременно в разных типах колебаний (до видов).

Результаты измерения скорости 5-мин. колебаний Красные области – движение от наблюдателя, синие – к наблюдателю. Колебания вызываются звуковыми волнами, возникающими в турбулентной конвективной зоне Солнца в результате флуктуаций газового давления. Скорость: метры в секунду, изменение радиуса: до дес. км. Анализ гелиосейсмологических данных дает распределение плотности и скорости звука вдоль радиуса (профили).

Сравнение теории и наблюдений Bahcall et al. 2005, ApJ 621, L основание Не поток конв. зоны нейтрино R cz /R o Y surf теория/набл Набл ± ± BS05 Z = ±0.02 (Anders& Grevesse, 1989) Согласие - в пределах 1-2 σ ! (теория – наблюдения) для профилей скорости звука и плотности: Глубина основания конвективной зоны и поверхностное содержание Не чувствительны к содержанию элементов тяжелее Не.

Солнце (O I, [O I], OH, Asplund et al. 2004): log O/H = ±0.05 Z new = Согласуется с современным содержанием O в окрестностях Солнца: м/з среда: ±0.06 (Meyer et al. 1998) B звезды: ±0.14 (Sofia & Meyer 2001) Ревизия содержания O на Солнце связана с уточнением моделирования атмосферы и формирования линий, 3D+не-ЛТР

(3D, Caffau et al. 2008) Содержание О трудно определить у Солнца и звезд поздних типов Запрещенная линия – слабая, блендированная, log O/H = ±0.15 Солнце, классический анализ log O/H = -3.07±0.07 (Anders & Grevesse 1989) И.-к триплет, отклонения от ЛТР: log O/H = (3D+LTE), log O/H = (3D+NLTE, Asplund et al. 2004) ЛТР, неЛТР, D

(Asplund et al. 2004, A&A 417, 751) Молекулярные линии ОН чувствительны к T(z) 3D И.-к.: при переходах между вращательными уровнями У.-ф.: при переходах между колебательными уровнями HM ~ ~ до Использование плоско-параллельных моделей атмосфер ведет к завышению содержания по молекулярным линиям, (HM74 – 3D) ~ 0.08 – 0.26 dex. ~ D HM74

Сравнение теории и наблюдений Bahcall et al. 2005, ApJ 621, L85 основание Не поток конв. зоны нейтрино R cz /R o Y surf теория/набл Набл ± ± BS05 Z = ±0.02 (Anders& Grevesse, 1989) Согласие - в пределах 1-2 σ ! BS05(AGS) Z = ±0.02 (Asplund et al., 2004) Расхождение 15 – 20 σ Профили скорости звука и плотности: теория и наблюдения

log C /H = уменьшилось на 0.1 dex (C I, [C I], CH, C 2, Asplund et al. 2005, A&A 431, 693) Ne - ? Фотосферный неон не наблюдаем. - Из соображений нуклеосинтеза: Ne/O = Измерения эмиссионной линии Ne IX 1248 A: log Ne/H = ±0.12 (Landi et al. 2007, ApJ 659, 743) Нужно log Ne/H = ! Теория: Ne не может заменить О, не согласуются профили скорости звука. Ошибки фотосферного содержания О больше, чем декларируются? 0.15 dex вместо 0.05 dex ? Моделирование атмосферы? Линий? Как согласовать модель Солнца с данными гелиосейсмологии? Другие химические элементы?

Стратификация редкоземельных элементов в атмосферах звезд Пульсирующие Ар звезды, roAp (rapidly oscillating) переменность - фотометрическая (~10 -3 mag) - лучевых скоростей линий редкоземельных (РЗ) элементов Усредненный спектр, (толстая линия) Наблюдаемый – средний R = м телескоп ESO; CAT/CES Equ: амплитуды 25 – 800 м/с для линий разных элементов, P = 12.3 мин. Fe I Nd III Pr II

для РЗЭ линии разных стадий ионизации дают разное содержание при классическом ЛТР анализе. Equ: log (Nd III – Nd II) = 1.5 dex (ЛТР, Cowley & Bord 1998 ) 31 roAp звезда: Nd III – Nd II, = 1.5 – 2 dex Pr III – Pr II общее свойство ! (ЛТР, Ryabchikova et al ) HD 24712: сравнение наблюдаемых и теоретических (ЛТР и не-ЛТР) эквивалентных ширин линий Pr II и Pr III Pr III Pr II теория наблюдения медленное вращение, Equ, P rot = 76 лет умеренное магнитное поле, Equ, B = 4 kG Что не так? - параметры звезды, Т эфф, log g, - ЛТР

- Неоднородное распределение элементов по высоте. Наблюдения: переменность V r. Механизм: атомная диффузия. Давление излучения g rad > g выметает РЗЭ наружу. Пример определения распределения Pr с глубиной в атмосфере HD с учетом неравновесного формирования линий Pr II и Pr III. [Pr/H] = 5 [Pr/H] = 0 Распределение Pr (эмпирически). HD Наблюдаемые и теоретические (ЛТР и не-ЛТР) эквивалентные ширины линий Pr II и Pr III. (Mashonkina et al. 2009) наблюдения

Химическая эволюция Галактики: проблема Li у звезд гало Spite plateau (Spite & Spite 1982, Nature, 297, 483) для непроэволюционировавших очень старых звезд среднее: Li/H = (Charbonnel & Primas 2005, A&A 442, 961) Измерение анизотропии реликтового излучения, 2003, WMAP Соотношение барионов и фотонов во Вселенной: η = WMAP+BBN: Li/H = (4.15 – 4.6) первичное содержание Li.

Идея Korn et al. 2006, Nature, 442, 657. TOP SGB bRGB RGB Содержание Li в атмосферах самых старых звезд в раза меньше, чем первичное. Почему? Гравитация + лучистое давление ведут к разделению химических элементов (атомная диффузия). Турбулентное перемешивание препятствует разделению. Наблюдательная проверка эффективности атомной диффузии. Диаграмма цвет величина шарового скопления NGC 6397, [Fe/H] = -2.1 Шаровое скопление: - одинаковый начальный химсостав, - большая шкала времени (13 млрд. лет), - звезды на разных стадиях эволюции ГП: эффект будет наблюдаться, если он есть, КГ: начальный химсостав атмосферы восстанавливается

Если атомная диффузия работает, то содержание элементов у звезд ГП меньше, чем у КГ. Кроме Li! Он сгорает при Т > 2 млн. К. Содержание элементов у звезд NGC 6397 и расчеты атомной диффузии при наличии турбулентного перемешивания (Korn et al. 2007, ApJ 671, 402). Наблюдения: эффект мал, но измерим! 17% (Са) 62% (Mg), Важно! Точность определения звездных параметров и моделирования спектра! Теория: возраст 13.5 млрд. лет, [Fe/H] = -2.1, модель Т6.0 предсказывает гравитационное осаждение в согласии с наблюдениями.

Содержание Li у звезд NGC 6397 (Korn et al. 2007, ApJ 671, 402) Начальное содержание в моделях Если теория верна для Mg, Ca, Ti, Fe, то нет оснований не верить предсказаниям для Li: модель Т6.0, возраст 13.5 млрд. лет на стадии ГП: Δlog ε(Li) = dex. Разрешение проблемы дефицита Li в ранней Галактике. Важность учета атомной диффузии при моделировании звезд и звездной эволюции. Δt (ГП) = -2 млрд. лет из-за гравитационного осаждения Не Начальное содержание Li совпадает в пределах ошибок с первичным содержанием!