НеЛТР-анализ содержаний магния в холодных звездах

Одной из наиболее интересных проблем современной астрофизики является химическая эволюция Галактики. Механизмы обогащения межзвездной среды тяжелыми элементами в разные эпохи жизни Галактики, тенденции в формировании структуры Галактики (от гало к балджу или диску, от внутренних частей к внешним), выбор химического элемента на роль хронометра, отражающего возраст Галатики, и соотношение «возраст-металличность» — это проблемы, требующие исследования. Решением первой из перечисленных задач является анализ химического состава атмосфер звезд, принадлежащих различным составляющим нашей Галактики. При этом, как правило, используют спектральные линии нейтральных атомов из-за отсутствия в видимой части спектра линий соответствующих ионов (например, у щелочных металлов Li, Na, Кв холодных звездах — у Mg, Si), а также из-за более высокой точности атомных данных для них. Массовые расчеты содержания элементов обычно проводят в рамках гипотезы локального термодинамического равновесия. В условиях J1TP любой элементарный процесс в определенной части системы оказывается уравновешенным соответствующим обратным процессом. Гипотеза JITP сильно облегчает проведение расчетов величин Nt, так как при этом используются соотношения Больцмана и Саха. Отклонения от JITP в заселении атомов по состояниям могут быть вызваны, например, ионизацией атомов ультрафиолетовым потоком, выходящим из глубоких и горячих слоев атмосферы звездыинфракрасной фоторекомбинацией электронов на верхние уровни атома, близкие к континуумуспонтанными каскадными переходами из верхних состояний на нижележащиеперераспределением атомов по состояниям благодаря фотовозбуждениям. Для неЛТР-задачи необходимо совместное решение уравнений переноса излучения и статистического равновесия для описания распределения атомов по стадиям ионизации и состояниям возбуждения. Конкретные причины, обуславливающие существование неЛТР-эффектов в спектральных линиях, определяются конкретными условиями в атмосфере звезды и структурой атомных уровней.

В атмосферах F-K звезд легкоионизуемые атомы (с потенциалом ионизации меньше.

8 эВ) практически полностью ионизованы, линии нейтральных атомов слабы и, согласно принятому мнению, менее всего подвержены эффектам отклонений от JITP. Однако уже для целого ряда атомов (Li [131], [98], Na [17], [13], [126], А1 [14], К [17], [102], [124], Са [30], [111], Fe [101], [104]) показано, что ионизационное равновесие атом/ион в атмосферах звезд указанных типов не описывается формулой Саха. Это приводит к изменению эквивалентных ширин спектральных линий, в том числе и слабых. А это уже влияет на значения физических параметров звездных атмосфер, определяемых по этим линиям.

Аналогичные эффекты могут быть и у атома магния — важного элемента в цепочке ядерных превращений. По своему ионизационному потенциалу и структуре атомных уровней Mgl занимает промежуточное положение среди перечисленных выше элементов. И расчеты ряда авторов ([129], [116] и др.) показали, что в атмосферах звезд-карликов и гигантов разных спектральных классов Mgl испытывает отклонения от ЛТР. Поэтому расчеты содержания магния в атмосферах звезд желательно проводить с учетом неЛТР-эффектов, величина которых будет определяться конкретными условиями в атмосфере звезды.

В литературе имеется большое количество наблюдений линий нейтрального магния для звезд разных спектральных классов (от М до средних В) и металличностей (вплоть до -3.5). Это обусловлено наличием большого числа линий Mgl как в видимой, так и в инфракрасной частях спектра. И у исследователей имеется возможность решения проблемы эволюции содержания Mg за время жизни Галактики. Теоретические кривые [Mg/Fe]-[Fe/H], рассчитанные на основе моделей химической эволюции Галактики, показывают существование избытка магния по сравнению с железом относительно Солнца в старых звездах, который уменьшается при переходе к более молодым объектам. Первое говорит о преимущественном вкладе SNII в обогащение межзвездной среды элементами сопроцессов на ранних этапах жизни Галактики, второе — о том, что, начиная с какой-то эпохи, обогащение межзвездной среды за счет SNIa стало доминировать над вкладом от SNII. Наблюдательная ситуация для Mg полностью не ясна. В звездах с большим дефицитом металлов ([Fe/H]<-0.8) содержание магния показывает избыток относительно железа, величина которого лежит в пределах от 0.2 до ~0.5dex по данным разных авторов. При дальнейшем увеличении содержания железа наблюдается уменьшение (плавное или скачкообразное) избытка Mg и достижение солнечного значения на [Fe/H]=0. Современные модели химической эволюции Галактики не могут пока описать наблюдательную зависимость [Mg/Fe]-[Fe/H] не только количественно, но и качественно.

АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕМЫ

.

Переход с начала 90-х годов к преимущественному использованию спектрографов высокого разрешения и высокочувствительных цифровых приемников излучения (ПЗС-матриц) позволил определять наблюдаемые эквивалентные ширины спектральных линий и их профили с высокой точностью. Это предъявляет высокие требования и к соответствующим теоретическим данным. Для их расчета у исследователей сейчас имеются надежные методы определения фундаментальных параметров звезд, обширные сетки моделей звездных атмосфер, приближенных к реальным, новые высокоточные и однородные атомные данные для большого количества химических элементов. Однако, точность вычисления теоретических эквивалентных ширин и профилей зависит и от используемой теории формирования спектральных линий в атмосферах звезд. Для наиболее реалистичного описания всех механизмов необходимо учитывать и процессы, приводящие к отклонениям от локального термодинамического равновесия при расчетах населенностей атомных уровней исследуемых элементов. В результате появляется возможность определять содержания химических элементов в атмосферах звезд с точностью до нескольких сотых dex. Кроме того, учет неЛТР-эффектов, приводящих к изменению как профилей, так и эквивалентных ширин спектральных линий, позволит более точно определять значения параметров звездных атмосфер (logg, метал личность, £г), основанных на исследовании профилей или Wa линий. Важной является проблема определения содержаний магния в звездах, принадлежащих различным составляющим нашей Галактики, так как магний — важный элемент в цепочке ядерных превращений. Несмотря на большое число работ, посвященных определениям содержаний данного элемента в звездах в рамках гипотезы.

JITP, наблюдательная ситуация для Mg полностью не ясна. Поэтому актуальной является задача увеличения числа звезд, для которых расчет фундаментальных параметров и определение химического состава выполняются однородным образом с корректным учетом всех физических процессов, влияющих на эти величины. Все это даст возможность уточнить ряд важных вопросов теории химической эволюции Галактики.

ЦЕЛЬ РАБОТЫ.

1. Детальный анализ статистического равновесия в атоме магния в атмосферах звезд разных спектральных классов, изучение влияния неЛТР-эффектов на населенности уровней N,-, профили и эквивалентные ширины спектральных линий и определяемые по ним содержания магния.

2. Определение однородной методикой параметров атмосфер, по возможности, наибольшей выборки F-K звезд.

3. Переопределение с учетом отклонений от Л TP в спектральных линиях Mgl содержания магния в F-K карликах и субгигантах по опубликованным в литературе наблюдениям и анализ зависимости [Mg/Fe]-[Fe/H].

НАУЧНАЯ НОВИЗНА.

Научная новизна заключается в следующем:

— выполнен детальный анализ статистического равновесия в атоме магния в атмосферах А-К звезд-карликов и гигантов разных метал личностейпоказано, что в атмосферах звезд с Тэфф >5500 К отклонения от ЛТР у Mgl связаны с ионизацией ультрафиолетовым излучением с уровня Зр, в атмосферах с Тэфф <5500 К отличие населенностей уровней Mgl от своих ЛТР значений обусловлено радиативными процессами в связанно-связанных переходах;

— в широком диапазоне звездных параметров: Тэфф=4500−12 000К, log^=0.0−4.5 и метал-личностью [М/Н]=0-т~3 вычислены теоретические неЛТР-поправки к содержанию магния для 6 спектральных линий Mgl (ДА 3838, 4571, 4703, 5183, 5528, 57ПЛ);

— с использованием неЛТР-подхода выполнен дифференциальный анализ содержаний магния у 87 звезд-карликов и субгигантов спектральных классов F-K в диапазоне металличностей -2.6<[Fe/H]<+0.3;

— определены однородным образом фундаментальные параметры для 36 звезд: Тэффиз фотометрических индексов V-K, V-R, logд — с использованием параллаксов из каталога HIPPARCOS, [Fe/H] и & - по линиям Fell;

ДОСТОВЕРНОСТЬ РЕЗУЛЬТАТОВ.

Достоверность полученных в настоящей работе результатов подтверждается:

— проверкой методики неЛТР-расчетов для Mgl путем сравнения результатов, полученных для атмосферы Беги, с данными Гигаса [42]- сравнение неЛТР-содержаний, определенных по отдельным спектральным линиям Mgl, показало, что различия не превышают 0.03dex;

— высокой внутренней точностью определения эффективной температуры Т у к на основе калибровок Алонсо и др. [1] показателя цвета V-K по Тэффсравнение температур, определенных Алонсо и др. [2] методом инфракрасного потока Тirfm и нами для 17 общих в исследуемой выборке звезд, показало, что различия составляют в среднем.

Tirfm — TVK=- 10±-60К;

— использованием неЛТР-подхода при определении содержаний магния у конкретных звезд;

— использованием дифференциального метода при определении неЛТР-содержаний магния у исследуемых звезд, что исключает ошибки сил осцилляторов используемых спектральных линий;

— высокой внутренней точностью определения неЛТР-содержаний магния у 87 F-K звезд диска и гало Галактики (для разных звезд дисперсия составляет cr"=0.01-j-0.07dex).

НАУЧНАЯ, МЕТОДИЧЕСКАЯ И ПРАКТИЧЕСКАЯ ЗНАЧИМОСТЬ.

Научное и практическое значение имеют:

— реализованная методика расчета населенностей атомных уровней нейтрального магния в отсутствие ЛТР;

— вывод о существовании «сверхионизации» нейтрального магния в атмосферах A-G звезд;

— полученные для А-К звезд теоретические неЛТР-поправки к содержанию магния;

— полученные зависимости [Mg/Fe] от [Fe/H] для выборки из 87 F-K звезд-карликов и субгигантов в широком диапазоне металличностей -2.6<[Fe/H]<+0.3.

Методическое значение имеют:

— методика детального анализа линий Mgl в спектре Солнца с целью эмпирического уточнения атомных параметровуточненные атомные параметры для 19 спектральных линий Mgl;

— методика определения неЛТР-содержания магния в атмосферах конкретных звезд с предварительным уточнением их фундаментальных параметров.

НА ЗАЩИТУ ВЫНОСЯТСЯ:

— разработанная на основе программного комплекса N0NLTE3 методика расчета неЛТР-населенностей атомных уровней Mgl;

— вывод о существовании «сверхионизации» Mgl у звезд-карликов и гигантов с Тэфф >5500К.

— рассчитанные для линий Mgl неЛТР-поправки Анелтр в широком диапазоне звездных параметров (Тэфф=4500−12 000К, logg=0.0−4.5, [М/Н]=0-г-3) — вывод о незначительных (< ±0.15dex) поправках к содержанию Mg за счет неЛТР-эффектов для линий АА 4571, 4703, 5528, 5711А и существенных (до ±0.25dex) для линий АА 3829−3838, 5172, 5183А для А-К звезд-карликов и гигантов;

— полученные неЛТР-содержания Mg для 87 F-K звезд-карликов и субгигантов в диапазоне -2.6<[Fe/H]<+0.3;

— вывод о наличии избытка магния по сравнению с железом со средним значением [Mg/Fe]=0.45±0.05dex в звездах с дефицитом металлов при [Fe/H]<-0.6, выводы о качественном изменении зависимости на значении [Fe/H]=-0.6 и об уменьшении избытка магния при дальнейшем увеличении метал личностивывод о существовании на метал-личностях [Fe/H]<-1.0 немногочисленной группы звезд гало (7 звезд) с меньшим избытком магния ([Mg/Fe]=0.19±0.10dex) по сравнению со значениями [Mg/Fe], определенными для других звезд с близкими величинами [Fe/H].

АПРОБАЦИЯ РЕЗУЛЬТАТОВ.

Результаты работы докладывались:

— на совещаниях рабочей группы «Звездные атмосферы» в 1991 г. (г. Тарту), в 1996 г. (г. Одесса), в 1999 г. (КрАО);

— на симпозиуме MAC: N 169 (г. Гаага, 1994 г.);

— на IV съезде Астрономического общества в 1997 г. (г. Москва), Объединенном Совещании Европейского и Национального Астрономических Обществ в 2000 г. (г. Москва);

— на конференции «Физика космоса» в 1995 г. (г. Екатеринбург), II Республиканской научной конференции молодых ученых и специалистов в 1996 г. (г. Казань), «Когерентная оптика и спектроскопия» в 1998 г. (г. Казань);

— на астрофизических семинарах кафедры астрономии КГУ;

— на итоговых научных конференциях КГУ в 1995;1999 гг.

ПУБЛИКАЦИИ.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Машонкина Л. И., Шиманская Н. Н., Сахибуллин Н. А., НеЛТР-анализ спектральных линий Mgl в атмосферах звезд поздних типов // Астрон. журн. 1996. т. 73. с. 212−220.

2. Шиманская Н. Н., Машонкина Л. И., Сахибуллин Н. А., НеЛТР-эффекты в линиях Mgl для звезд разных типов // Астрон. журн. 2000. т. 77. с. 599−618.

3. Шиманская Н. Н., Машонкина Л. И., Ревизия содержания Mg у звезд гало и диска Галактики // Астрон. журн. 2001. т. 78. с. 122−136.

4. Bikmaev I.F., Mashonkina L.I., Sakhibullin N.A., Shimanskij V.V., Shimanskaya N., Chemical and dynamical history of the Milky Way //in «Unsolved Problems of the Milky Way» eds. Blitz L., Teuben P. 1996. P. 389−394.

5. Mashonkina L.I., Shimanskaya N.N., Shimansky V.V., The nonLTE analysis of Procyon on the base of new Kurucz’s model atmosphere // ASP Conf. Ser. 1994. V. 78. P. 389.

6. Mashonkina L.I., Shimanskaya N.N., Shimansky V.V., Laws in behaviour of nonLTE effects for the Nal and Mgl atoms for K-A stars // Odessa Astron. Publ. 1996. V. 9. P. 78−79.

СТРУКТУРА И ОБЪЕМ ДИССЕРТАЦИИ

.

Диссертация состоит из ВВЕДЕНИЯ, пяти ГЛАВ, ЗАКЛЮЧЕНИЯ, списка ЛИТЕРАТУРЫ. Общий объем диссертации — 204 страницы, из них 124 страницы текста, 44 рисунка, 22 таблицы, библиография содержит 136 наименований, которые расположены в алфавитном порядке.

4.3 Выводы.

НеЛТР-расчеты чрезвычайно трудны и громоздки. Поэтому массовое определение содержаний химических элементов часто выполняют в рамках ЛТР-гипотезы, которая оправдана лишь в случае существования небольших отклонений от ЛТР для используемых спектральных линий. Для количественной оценки неЛТР-эффектов в линиях нейтрального магния, которые обычно используются при определении содержания данного элемента, в широком диапазоне звездных параметров (Тэфф=4500−12 000К, logg=0.0−4.5 и [M/H]=0-j—3) и был выполнен анализ, описанный в данной главе.

0.150.10.

X 0.05 ;

0.00.

CL h.

— 0.05.

DX.

— 0.10−0.15−0.20 —0.25.

— 0.30.

4000 а) Л5183 A Mgl [M/H]=0.

Тэфф ф 0.05 и.

1 0.00.

— 0.05.

— 0.10.

— 0.15.

1———1- 1.5 —1-.-,;

1.0 ^^.

0.5.

1одд=0.

2.5.

ШД 2.0/ / а) Х3838А Mgl.

М/Н]=0 -1−1- —1—1 1—.

0.25.

0.20ф 0.15сш х эфф'.

0.12.

X (D ТЗ о. 0.09 сф X.

0.06.

0.03.

0.00.

X.

0.15- 1−1—-I-1—.

0.12- 1(2Щ=0.0 X 2 5 у/ ^.

0.09;

0.06- / / / / // /'Ъ.'Ь.

0.03- ^^ 4.5.

0.00- .

0.03 — —-,-, — б) И571 A Mgl [М/Н]=-2.

ТЭфф> К.

Расчеты показали, что для звезд-карликов и субкарликов теоретические поправки к содержанию магния за счет неЛТР-эффектов Анелтр невелики: меньше O. ldex по абсолютной величине для линий АА 4571, 4703, 5528, 571lA. Более существенные неЛТР-поправки (±0.2dex) для этих звезд характерны для триплетных линий АА 3829−3838, о.

5172, 5183А. Поэтому при определении содержания магния в таких звездах в рамках ЛТР следует использовать не данные спектральные линии Mgl, а перечисленные выше синглетные линии. Для звезд-гигантов и сверхгигантов разных металличностей величины неЛТР-поправок не превышают 0.15dex по абсолютной величине для более слабых линий АА 4571, 571lA, но могут достигать ±0.2dex и более для линий АА 4703, 5528, 38 293 838, 5172, 5183А. Для таких звезд неучет эффектов отклонений от ЛТР при определении содержания магния может привести к значительным ошибкам.

Глава 5.

Содержания магния у звезд солнечного типа.

В рамках решения поставленной задачи — уточнения наблюдательной ситуации для магния с целью дальнейшего исследования механизмов обогащения межзвездной среды данным элементом в разные эпохи жизни Галактики — мы определили содержания магния для большой выборки звезд гало и диска. Исследования выполнены для карликов и субгигантов, так как параметры атмосфер для них, в отличие от гигантов, определяются достаточно надежно. Кроме того, для изучения эволюционных изменений содержаний Mg исследования должны быть выполнены для звезд в широком диапазоне металличностей. Звезды с большим дефицитом металлов, принадлежащие гало Галактики, — это старые звезды, и время их жизни сопоставимо с возрастом Галактики. Массы таких не-проэволюционировавших звезд М~1М0 и менее. Это звезды спектральных классов F-K. Поэтому мы ограничились исследованиями именно карликовых F-K звезд.

5.1 Наблюдательный материал.

Наблюдательный материал примерно одного и того же качества был взят из литературы ([21], [34], [44], [45], [46] [49], [48], [53], [92], [105], [115]). Наблюдения получены преимущественно с помощью ПЗС-приемников, кроме данных [48], [105] и, частично, [34], которые выполнены с ретиконом и диджиконом. Данные [21] - фотографические. Для определения содержания магния использовались спектральные линии нейтрального магния, лежащие в видимой и в инфракрасной частях спектра: АА 4167, 4571, 4702, 5528, 5711, 8213, 8712, о.

8717 A Mgl. Параметры этих линий приведены в табл.3.2 части 3.3.

В настоящей работе были использованы следующие данные наблюдений:

1. Для 20 звезд гало эквивалентные ширины линий АА 4167, 4571, 4702, 5528, 5711Л Mgl опубликованы Жао и Магейном [115]. Наблюдения получены со спектральным разрешением А/ДА ~ 20 000 и с отношением сигнал/шум S/N ~ 100.

2. Для 13 звезд гало и диска были использованы данные для линии A 571lA Mgl, опубликованные в работе Ниссена и Шустера [92]. Спектральное разрешение А/ДА ~60 000, отношение S/N ~140−180.

3. Из большой выборки звезд Граттона и Снедена [48], [49] было отобрано для анализа 10 звезд диска и гало Галактики. Для этих звезд имеются данные для линий АА 5528, 5711, 8213, 8717Л Mgl. Наблюдения получены при А/ДА ~ 20 000 и 80 000, a S/N>100.

4. Для 48 звезд диска эквивалентные ширины линий нейтрального магния АА 8712, 8717 А взяты из работы Эдвардссона и др. [34]. Для 11 звезд наблюдения получены со спектральным разрешением А/ДА ~60 000−80 000, с отношением S/N ~ 200, а для остальных — А/ДА ~36 000, S/N =200−500.

5. Для 14 звезд диска использованы данные для линии, А 5711A Mgl, опубликованные в работах Гонзалеза [44], [45], Гонзалеза и др. [46]. Для 7 звезд наблюдательный материал получен при значениях А/ДА ^60 000−65 000, S/N = 150−300, для одной — при А/ДА ~60 000, S/N =600−800, для остальных — при А/ДА ~87 000, S/N =600.

6. Для 8 звезд диска эквивалентные ширины инфракрасных линий АА 8712, 8717А приведены в работе Томкина и др. [105]. Спектральное разрешение А/ДА ~40 000.

7. Для 2 звезд гало эквивалентные ширины линий АА 4571, 4703A Mgl опубликованы в работе Карнея и Петерсон [21]. Наблюдения получены со спектральным разрешением А/ДА ~ 17 000.

8. Для Проциона были использованы линии АА 4571, 4702, 5172, 5183, 6318А Mgl. Эквивалентные ширины были определены в настоящей работе на основе фотометрического атласа Проциона [53]. Спектральное разрешение атласа А/ДА=150 000.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

.

В данной работе выполнен детальный анализ статистического равновесия в атоме магния в атмосферах А-К звезд-карликов и гигантов разных металличностей. НеЛТР-расчеты выполнены на основе модели атома, состоящей из 49 уровней Mgl до главного квантового числа п< 9, орбитального квантового числа 1<4 и основного состояния 3s2,5'i Mgll. Расчет неЛТР-населенностей уровней производился методом полной линеаризации по программе N0NLTE3, разработанной Н. А. Сахибуллиным [133].

Анализ процессов показал, что в атмосферах звезд с Тэфф >5500К отклонения от локального термодинамического равновесия у Mgl, который является неосновной стадией ионизации в таких звездах, связаны с ионизацией уровня Зр ультрафиолетовым излучением, выходящим из глубоких и горячих слоев атмосферы. Т. е. в атмосферах A-G звезд нейтральный магний находится в состоянии «сверхионизации». Величина же эффекта определяется конкретными условиями в атмосфере звезды. В более разреженной атмосфере A-G гиганта неЛТР-эффекты будут проявляться сильнее, чем в атмосфере карлика при сходных температурах и метал личностях, так как вследствие ослабления ударных взаимодействий, приводящих к установлению ЛТР, роль радиативных процессов возрастает. В звездах с дефицитом металлов ([М/Н]<0) непрозрачность в ультрафиолетовой части спектра, где находятся пороговые частоты ионизации атомов, ослаблена. Поэтому количественно отклонения от ЛТР будут проявляться сильнее: возросшее поле излучения будет приводить к более сильной ионизации нижних уровней Mgl в глубоких слоях атмосферы таких звезд. Для более холодных звезд (4500 К<�Тэфф <5500 К), где Mgl и.

Mgll являются конкурирующими стадиями ионизации, отличие населенностей уровней нейтрального магния от своих JITP-значений обусловлено радиативными процессами в связанно-связанных переходах.

С целью эмпирического уточнения атомных параметров и содержания магния в солнечной атмосфере были проанализированы профили 19 линий Mgl в спектре Солнца. Проведенный анализ позволил сделать следующие выводы. Использование для учета ушире-ния линий эффектами давления теории, разработанной Деридцером и ван Ренсбергеном [27] на основе потенциала Смирнова-Руф, и теории, разработанной Ансти, Барклем и О’Мара [11] с использованием теории возмущения Рэлея-Шредингера не позволяют удовлетворительно описать солнечные профили линий нейтрального магния. Так, теория [27] может недооценивать либо переоценивать (для линий, соответствующих переходам на высоколежащие уровни) влияние эффектов давления в крыльях линий. Теория [3] о удовлетворительно учитывает ван-дер-ваальсовское уширение для линий ДА 5172, 5183А для остальных линий Mgl данный подход может несколько недооценивать или переоценивать ван-дер-ваальсовское уширение. Кроме того, исследования показали, что рассчитанные согласно Унзольду [108] значения константы Сб, используемой в классическом подходе, явно занижены. Величины поправок к этим значениям A log Сб индивидуальны для каждой спектральной линии и зависят от используемой модели атмосферыв целом, для линий, образующихся при переходах с уровня 31Р°, кроме, А 11 828А, Д log C<6 < 1.0- линии, образующиеся при переходах между высокорасположенными уровнями, и АА 4571, 11 828А, имеют большие поправочные множители. Содержание магния в атмосфере Солнца, полученное в настоящей работе по профилям исследуемых линий, равно logeg™3 = 7−58 ± ОШех и bge^TP = 7 бб ± 0.(Шеж для моделей newKur и HolMul соответственно.

В работе представлены результаты численных расчетов неЛТР-эффектов в спектральных линиях Mgl в широком диапазоне звездных параметров (Тэфф=4500−12 000К, log<7=0.0−4.5 и [М/Н]=04~3) и проанализированы причины отклонения от ЛТР в эквивалентных ширинах линий. Они связаны с двумя факторами: с изменением глубины формирования излучения в линии и с отличием функции источников в соответствующем переходе от функции Планка. Для сильных линий (W, >100 мА) доминирующим механизмом отклонения от ЛТР является отличие Sij от BV (T). Для умеренных линий (50 мA <100 мА) важны оба фактора, для слабых — преобладает роль первого фактора. Для количественной оценки величины неЛТР-эффектов в работе даны зависимости теоретических поправок к содержанию Анелтр от Тэфф для разных logg и [М/Н] для линий Mgl, которые обычно используются при определении содержания магния. Для звезд-карликов и субкарликов значения поправок невелики: меньше O. ldex по абсолютной величине для линий АА 4571, 4703, 5528, 571lA. Более существенные неЛТР-поправки (±0.2dex) для этих звезд характерны для триплетных линий АА 3829−3838, 5172, 5183А. Поэтому при определении содержания магния в таких звездах в рамках ЛТР следует использовать синглетные линии. Для звезд-гигантов и сверхгигантов разных металличностей величины неЛТР-поправок не превышают 0.15dex по абсолютной величине для более слабых линий АА 4571, 57−11 А, но могут достигать ±0.25dex для линий АА 4703, о.

5528, 3829−3838, 5172, 5183А. Для таких звезд неучет эффектов отклонений от ЛТР при определении содержания магния может привести к значительным ошибкам.

В работе выполнен дифференциальный анализ содержаний магния у 87 звезд-карликов и субгигантов спектральных классов F-K в диапазоне металличностей -2.6<[Fe/H]<+0.3 с использованием наблюдательного материала, опубликованного в литературе. Расчеты для всех звезд выполнены с учетом неЛТР-эффектов при формировании спектральных линий нейтрального магния. Для 36 звезд были определены однородным образом параметры атмосфер: Тэфф — из фотометрических индексов V-K, V-R, logg — с использованием параллаксов из каталога HIPPARCOS, [Fe/H] и? t — по линиям Fell. Предварительно были исследованы солнечные профили 21 линии Fell для уточнения их атомных параметров. Анализ полученной нами зависимости [Mg/Fe] от [Fe/H] показал следующее:

— для звезд с дефицитом металлов ([Fe/H]<-0.б) получен избыток магния по отношению к Fe относительно Солнца, равный 0.45dexсуществование избытка магния по сравнению с железом в этих звездах говорит о преимущественном вкладе SNII в обогащение межзвездной среды элементами а-процессов на ранних этапах жизни Галактики;

— качественное изменение зависимости [Mg/Fe]-[Fe/H] на значении [Fe/H]=-0.6;

— при дальнейшем увеличении метал личности содержание магния плавно уменьшается, что свидетельствует о том, что, начиная с определенной эпохи, обогащение межзвездной среды за счет SNIa стало доминировать над вкладом от SNII;

— существование группы звезд гало (7 звезд) с меньшим значением [Mg/Fe] (+0.19dex) на метал личностях [Fe/H] <-1.0.

Следует отметить, что теоретические модели химической эволюции Галактики не могут пока описать наблюдательную зависимость [Mg/Fe]-[Fe/H] не только количественно (теоретические избытки магния меньше наблюдаемых для звезд с большим дефицитом металлов), но и качественно (отсутствие плато в широком диапазоне металличностей, качественное изменение зависимости происходит на более низких значениях [Fe/H]). Желательно, чтобы в дальнейшем при моделировании были учтены данные наблюдательные факты.

БЛАГОДАРНОСТИ.

Выполнение данной работы стало возможным благодаря совместной работе автора на кафедре астрономии Казанского университета с 1992 г. с Н. А. Сахибуллиным и Л. И. Машонкиной. Их большой опыт и профессионализм помог овладеть необходимыми навыками в проведении неЛТР-расчетов для исследуемого элемента и понять физику неЛТР-процессов. Искренне благодарю Н. А. Сахибуллина за общее научное руководство работой, советы и помощь на разных этапах, Л. И. Машонкину — за руководство работой, полезные консультации, критические замечания, обсуждение результатов работы на всех этапах ее выполнения.

Отдельную признательность автор выражает.

— И. Ф. Бикмаеву за инициирование неЛТР-расчетов для нейтрального магния;

192 мосфер карликовых звезд, принадлежащих диску и гало ГалактикиВ.Я. Павленко за предоставление программ для расчета коэффициента поглощения двухатомными молекулами и соответствующих атомных данных;

— P. JI. Куруцу за предоставление сеток моделей атмосфер в широком диапазоне звездных параметров;

— В. Я. Шаберту за внедрение программного комплекса NONLTE3 на персональном компьютереЮ. Пименову, В. Ф. Сулейманову и В. В. Шиманскому за предоставление программы интерполяции моделей атмосфер;

— Р. В. Загретдинову за предоставление методического руководства по работе с издательской системой LATEX [123];

— коллективу кафедры астрономии Казанского университета, создавшему благоприятную обстановку для успешного выполнения работы;

— научной программе «Соросовские аспиранты», Международному научному фонду (грант RHC000), Российскому фонду фундаментальных исследований (код проекта 94−02−6 352-а, 99−02−17 488-а) финансовую поддержку выполненных исследований.