АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 9, с. 721-734

УДК 524.3-13/14, 524.335.8, 524.33-56-13

СОДЕРЖАНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ α-ПРОЦЕССА

У ЗВЕЗД ТОНКОГО ДИСКА, ТОЛСТОГО ДИСКА

И ГАЛО ГАЛАКТИКИ: НЕ-ЛТР АНАЛИЗ

¹Институт астрономии РАН, Москва, Россия

²Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

Поступила в редакцию 12.04.2019 г.; после доработки 25.04.2019 г.; принята к публикации 29.04.2019 г.

Определены параметры атмосфер и содержание Mg, Si, Ca и Ti у 20 звезд с использованием

параллаксов Gaia DR2, спектров высокого разрешения и моделирования линий при отказе от

предположения ЛТР (не-ЛТР). Таким образом, наша выборка звезд с однородными данными по

содержанию элементов α-процесса увеличена до 94. Показано, что при использовании не-ЛТР

подходаи классических 1D моделей атмосфер спектроскопический метод определенияускорениясилы

тяжести (lg g) по линиям Fe I и Fe II дает надежные результаты. Анализ полной выборки подтверждает

выводы предыдущих исследований об избытках Mg, Si, Ca и Ti относительно Fe у звезд гало и

толстого диска и о большей величине избытка этих элементов у звезд толстого диска по сравнению

со звездами близкой металличности в тонком диске. Но получены и новые выводы, а именно: в

толстом диске отношения [Mg/Fe], [Si/Fe], [Ca/Fe] и [Ti/Fe] сохраняют постоянное и близкое друг

к другу значение ∼0.3, пока [Fe/H] ≲ -0.4, и падают при более высокой металличности, указывая

на начавшееся производство железа в SNeIa; звезды гало имеют одинаковые [α/Fe] независимо

от расстояния (в радиусе ∼ 8 кпк), что свидетельствует об универсальном характере эволюции

содержания элементов α-процесса в разных частях Галактики; у звезд гало избытки относительно

железа, в среднем, одинаковы на уровне ∼0.3 dex для каждого из четырех элементов — магния,

кремния, кальция и титана. Эти данные важны для уточнения современных моделей нуклеосинтеза.

В диапазоне [Fe/H] ≲ -2.6 увеличивается разброс [α/Fe], но сохраняется малым разброс отношений

между α-элементами, что может указывать на неполное перемешивание продуктов нуклеосинтеза в

эпоху формирования этих звезд.

DOI: 10.1134/S0004629919090068

1. ВВЕДЕНИЕ

у звезд толстого диска наблюдаются избытки кис-

лорода и магния относительно железа, которые

больше по величине, чем у звезд тонкого диска

В формировании и эволюции нашей Галактики

такой же металличности, и сравнимы с избытками у

остается еще много неясных вопросов, и одним

самого старого населения Галактики — гало. Ана-

из них является формирование толстого диска. Он

был открыт сравнительно недавно путем анализа

логичное поведение было найдено Машонкиной

и Гереном [4] для отношения европия к барию.

распределения звездной плотности в направле-

Эти результаты свидетельствуют о доминирова-

нии, перпендикулярном плоскости Галактики [1].

Важным для понимания происхождения звездного

нии сверхновых типа II (SNeII) в нуклеосинтезе

населения толстого диска является изучение его

в эпоху формирования толстого диска, а значит,

химического состава. Граттон и др. [2] и Фурман [3]

о его большом возрасте, который сопоставим с

обнаружили, что в диапазоне -1 ≤ [Fe/H]¹ ≲ -0.3

возрастом Галактики, и о быстром формировании.

Исследования других авторов с б ´ольшими выбор-

^*E-mail: lima@inasan.ru

ками звезд [5-7] подтвердили различие химической

^**E-mail: maneretina@gmail.com

истории тонкого и толстого диска Галактики. Гало,

^***E-mail: sitnova@inasan.ru

как правило, рассматривается отдельно от дисков,

^****E-mail: pakhomov@inasan.ru

¹Мы используем стандартное обозначение для отношений

и изучению его химического обогащения по на-

элементов: [X/Y] = lg(NX/NY )∗ - lg(NX /NY )⊙.

блюдениям звезд с большим дефицитом металлов

721

722

МАШОНКИНА и др.

(-4 ≲ [Fe/H] ≲ -2) посвящено множество работ

равновесия Fe I/Fe II на основе моделиро-

(см., напр., [8-11] и ссылки в них).

вания спектральных линий без использова-

В литературе очень мало работ, где содержание

ния предположения об ЛТР (не-ЛТР под-

химических элементов определено едиными и

ход). Спектроскопические определения тре-

точными методами для представительных выборок,

буют проверки после публикации параллак-

включающих звезды трех разных населений Галак-

сов Gaia DR2 [23].

тики. Можно сослаться лишь на одну — Бергеманн

и др. [12], где отношение [Mg/H] исследуется у

Целью данной работы является сравнитель-

звезд гало, толстого и тонкого дисков в диапазоне

ный анализ отношений содержания элементов α-

-2.5 ≲ [Fe/H] ≲ -0.4. В работах

[5-7] изучен

процесса (Mg, Si, Ca и Ti) к железу у звезд трех

галактических населений: тонкого диска, толстого

диапазон металличности -1 ≲ [Fe/H] ≲ 0. В рам-

диска и гало. Точность уже имеющихся данных [19,

ках проекта The Gaia-ESO Survey (см. описание

21] будет проверена с использованием параллаксов

проекта [13] и первые результаты для элементов α-

Gaia DR2 [23], и выборка будет расширена за

процесса в тонком и толстом дисках [14]) получены

счет 20 звезд, преимущественно, толстого диска.

спектры высокого разрешения для ∼10⁵ звезд,

Параметры атмосфер и содержание Mg, Si, Ca и Ti

в эксперименте The Apache Point Observatory

у этих звезд будут определены теми же методами,

Galactic Evolution Experiment (APOGEE [15]) для

что и для остальной выборки.

∼3 × 10⁵ звезд, но в подавляющем большинстве

Структура статьи следующая. Выборка звезд,

это звезды с [Fe/H] > -1. Первые опубликованные

наблюдательный материал и параметры атмосфер

результаты проекта The Galactic Archaeology

представлены в разделе 2. В разделе 3 мы опреде-

with HERMES (GALAH [16]) касаются диапа-

ляем содержание Mg, Si, Ca и Ti у новой выборки

зона металличности — -0.7 ≲ [Fe/H] ≲ +0.5 [17],

звезд. Анализ полученных данных выполнен в раз-

в котором находятся преимущественно звезды

деле 4 и выводы сформулированы в разделе 5.

тонкого и толстого дисков. Сравнительный анализ

химического состава звезд толстого диска и гало в

диапазоне -3.3 < [Fe/H] < -0.5 сделан Ишигаки

2. ВЫБОРКА ЗВЕЗД, НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ

и др. [18].

МАТЕРИАЛ, ПАРАМЕТРЫ АТМОСФЕР

Для изучения химической эволюции важно

иметь данные о химическом составе звезд в

2.1. Выбор звезд, идентификация

широком диапазоне содержания металлов, и очень

галактического населения

важно, чтобы это были однородные и точные дан-

Наша полная выборка включает 94 звезды в

ные, поскольку для разных элементных отношений

диапазоне металличности -4 ≲ [Fe/H] ≲ +0.3. Из

величина их эволюционных изменений за все время

них 51 звезда — это близкие (d < 500 пк) карлики и

существования Галактики не превышает

0.4-

субкарлики из работ [19, 20], 23 звезды — гиганты

0.5 dex, а желательно обнаружить не только сам

гало на расстояниях вплоть до 8 кпк из работ [21,

факт изменения, но и проследить зависимость от

22], и 20 звезд добавлены в этой работе. Последние

времени (галактической эпохи). В наших предыду-

выбраны из архива спектров Клауса Фурмана [3,

щих работах мы сформировали две выборки звезд,

каждая из которых равномерно распределена по

24]. Предпочтение отдавалось звездам толстого

диска с [Fe/H] > -0.7. Отметим, что во всех на-

металличности в диапазонах -2.6 ≲ [Fe/H] ≲ +0.3

ших работах исключались переменные, двойные с

[19, 20] и -4 ≲ [Fe/H] ≲ -1.8 [21, 22], и едиными

линиями обеих компонент в спектре и звезды, обо-

методами определили параметры атмосфер и

гащенные углеродом. Для гигантов гало вводились

содержание большого набора химических элемен-

еще два требования. Это должны быть звезды, еще

тов. Данное исследование мотивировано двумя

не прошедшие стадию выноса продуктов нуклео-

обстоятельствами.

синтеза из ядра в атмосферу, т.е. их химический

состав должен отражать химический состав газа,

• В работах [19, 20] население толстого диска

из которого звезды сформировались. Во-вторых,

представлено небольшим числом (7) звезд

у звезды должны быть точные фотометрические

в узком диапазоне металличности (от -0.70

величины, так чтобы эффективные температуры

до -0.98) и звездой HD 94028 с [Fe/H] =

(T_eff), полученные по разным показателям цвета,

= -1.47. Сейчас мы увеличиваем число

различались не более, чем на 100 К.

звезд и расширяем диапазон до [Fe/H] ∼

∼ -0.15.

При определении принадлежности звезды к

той или иной подсистеме Галактики основным

• В работах [19, 21] ускорение силы тяжести

критерием служили ее кинематические харак-

(lg g) определено методом ионизационного

теристики. Вектор галактических скоростей (U,

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

СОДЕРЖАНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ

723

Таблица 1. Параметры атмосфер и компоненты U, V , W вектора галактической скорости исследуемых звезд

ξ_t,

Вероятность (%)

HD T_eff, K lg g

[Fe/H]

км/с

тонкий

толстый

гало

диск

3795

5475

3.85

-0.61

1.0

52.0

-90.4

40.7

10519

5740

4.01

-0.64

1.1

97.6

-76.1

34.9

18757

5650

4.30

-0.34

1.0

71.8

-81.1

-28.1

32923

5710

4.03

-0.26

1.2

26.1

-23.6

28.4

40397

5550

4.39

-0.17

1.0

106.0

-92.2

-37.1

55575

5960

4.29

-0.37

1.2

80.0

-1.6

32.5

64606

5280

4.63

-0.68

1.0

80.5

-64.7

3.7

65583

5315

4.50

-0.68

0.8

13.3

-90.7

-30.4

68017

5615

4.41

-0.43

0.9

49.1

-59.7

-41.1

69611

5940

4.17

-0.60

1.2

36.9

-146.5

-45.3

102158

5800

4.24

-0.47

1.1

113.0

-116.6

12.3

112758

5260

4.54

-0.44

0.7

76.9

-35.9

18.0

114762

5930

4.18

-0.71

1.2

78.6

-66.4

56.8

132142

5100

4.47

-0.42

0.7

107.1

-54.7

19.0

135204

5420

4.44

-0.13

0.9

85.3

-99.0

-15.1

144579

5250

4.49

-0.66

0.8

35.9

-58.4

-18.4

184499

5745

4.07

-0.54

1.2

64.8

-61.2

58.4

201891

5900

4.29

-0.97

1.2

-86.6

-10.9

-54.9

221830

5770

4.14

-0.41

1.2

68.1

-13.6

63.0

222794

5600

3.90

-0.70

1.2

73.0

-03.9

83.0

V , W) относительно локального

стандарта

по-

подсистемы: тонкий

диск, толстый диск

и гало.

коя вычислен с использованием

ее положения,

Их доли в полном звездном составе равны 0.94,

собственного движения, параллакса и лучевой

0.0585

и 0.0015, сдвиг скорости V составляет

скорости по данным Gaia DR2 [23, 25]. Шесть

-15, -46 и -220 км/с, а дисперсии скоростей —

звезд (HD 22484, HD 30562, HD 49933, HD 84937,

35, 67 и 160 км/с по U, 20, 38 и 90 км/с по

HD 106516, HD 114762) отсутствуют в Gaia DR2,

V и 16, 35 и 90 км/с по W. С использованием

поэтому для них мы использовали данные ка-

данных Gaia DR2 кинематические характеристики

талога Hipparcos [26]. Поскольку в некоторых

были рассчитаны не только для 20 добавленных

случаях точность значений лучевых скоростей Gaia

звезд (см. табл. 1), но также для выборки [19].

недостаточно высока, было проведено сравнение

Поскольку это близкие звезды, то новые скорости

с каталогом III/252 [27]. Если точность данных

(U, V , W ) близки к вычисленным ранее по данным

каталога Hipparcos [26]. Использование только

была лучше в III/252, чем в Gaia, а различия

кинематических характеристик не всегда позволяет

лучевых скоростей превышали 0.5 км/с, то прини-

однозначно определить принадлежность звезды к

мались значения каталога III/252. Вектор скорости

тонкому или толстому диску. Мы обсудим такие

Солнца относительно локального стандарта покоя

звезды в разделе 3.1.

принят равным (-10.2, +14.9, +7.8) км/с [28].

Вероятности принадлежности звезд отдельным

2.2. Наблюдения

подсистемам Галактики вычислены на основе

Cписок

добавленных звезд приведен в

формул из работы [29]. Мы рассматривали три

табл. 1. Их спектры были получены Клаусом

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

724

МАШОНКИНА и др.

Фурманом в 1995-2001 гг. в обсерватории Калар-

Для выборки карликов [19] мы получили lg g_Sp -

Альто со спектрографом FOCES, установленным

- lg g_DR2 = 0.01 ± 0.14. Исключением являются

на 2.2-м телескопе. Для большинства звезд спек-

звезды HD 138776 и BD-13^◦3442. Для того чтобы,

тральное разрешение R ≃ 60 000; для HD 184499,

используя lg g_DR2, согласовать содержание железа

HD 201891 и HD 221830 R ≃ 45 000. Во всех слу-

по линиям двух стадий ионизации, необходимо

чаях отношение сигнала к шуму (S/N) превышает

увеличить T_eff для HD 138776, примерно на 300 К,

и, наоборот, уменьшить T_eff на такую же величину

100. Спектральный диапазон 4500-6600˚A, поэто-

му мы не смогли определить содержание кислоро-

для BD-13^◦3442. Для последней звезды наша

T_eff опирается на метод ИК потоков, который

да. Результаты наших предыдущих исследований

в разных работах дает близкие значения: T_eff =

также основаны на анализе спектров высокого

= 6364 K [35], 6434 K [30] и 6442 K [36]. Для

разрешения: для 51 звезды из [19] наблюдения

выполнены с R ≃ 60 000 на 3-м телескопе Shane

HD 138776 нет определений методом ИК потоков.

(спектрограф Hamilton) в Ликской обсерватории

Масана и др. [37] дают для нее фотометрическую

(США); для 11 звезд из [21] спектры взяты из

температуру T_eff = 5830 ± 88 K, которая выше, чем

наша, на 180 K, но недостаточно высока, чтобы

архивов CFHT/ESPaDOnS и VLT/UVES; для

остальных звезд использовались эквивалентные

выполнялось ионизационное равновесие Fe I/Fe II.

ширины линий из работы Коэн и др. [10].

Для гигантов мы получили хорошее согласие

спектроскопических и астрометрических резуль-

татов со средней разностью lg g_Sp - lg g_DR2 =

2.3. Параметры атмосфер, проверка

= -0.05 ± 0.13 в тех случаях, где ошибка lg g_DR2,

спектроскопического метода определения lg g

обусловленная ошибкой расстояния, не превышает

Как и в предыдущих работах, мы опираемся на

0.12

dex

(10

звезд). Среди близких (∼500 пк)

фотометрические эффективные температуры. Для

гигантов гало большая разница между lg g_Sp

каждой из 20 звезд есть определения T_eff мето-

и lg g_DR2 получается для HD 8724. Для того

дом инфракрасных (ИК) потоков [30, 31], и мы

чтобы согласовать содержание по линиям Fe I

используем эти данные. Значения lg g рассчита-

и Fe II, необходимо поднять ее T_eff примерно на

ны с использованием параллаксов Gaia DR2 [23].

300 К. Мы считаем это маловероятным, так как

Необходимые для расчетов массы звезд опреде-

разные определения методом ИК потоков дают

лены Фурманом [3, 24] по эволюционным тре-

T_eff = 4535 K [38], 4540 K [36] и 4630 K [35],

кам, величины V взяты из астрономической базы

которые близки к нашему значению T_eff = 4560 K.

данных SIMBAD², болометрические поправки из

Точность параллаксов Gaia DR2 ухудшается с

таблиц Алонсо и др. [23]. Массы звезд находятся

увеличением расстояния до звезды, и, вероятно,

в интервале (0.7-1) M_⊙, точность определения

ошибки расстояний больше, чем те, которые

0.1 M_⊙. Такая ошибка в оценке массы звезды ведет

даны в [33]. Для d > 4 кпк наблюдается разброс

к ошибке в lg g не более, чем 0.05 dex.

значений (lg g_Sp - lg g_DR2), который нельзя связать

Ситнова и др. [19] и Машонкина и др. [21]

со спектроскопией. Те неопределенности, которые

определяли lg g_Sp спектроскопическим методом

есть в спектроскопическом методе, например,

связанные с не-ЛТР, с использованием классиче-

из не-ЛТР анализа ионизационного равновесия

ских однородных и плоскопараллельных моделей

Fe I/Fe II. Мы проверили точность этих опреде-

атмосфер, атомными данными для линий железа,

лений путем сравнения с lg g_DR2, вычисленными с

носят систематический, а не случайный характер.

использованием параллаксов Gaia DR2 для близ-

Из сравнения lg g_Sp и lg g_DR2 можно сделать

ких (d < 500 пк) звезд и расстояний, полученных

следующие выводы.

Байлер-Джонс и др. [33] по измерениям Gaia DR2,

для более далеких объектов. Величины V взяты

из SIMBAD, болометрические поправки из таблиц

• Для далеких (d > 4 кпк) звезд измерения

Алонсо и др. [32, 34]. Массы карликов и субги-

Gaia DR2 не обеспечивают нужной точности

гантов определены Ситновой и др. [19] по эволю-

определения ускорения силы тяжести. Для

ционным трекам, для гигантов гало принята масса

таких объектов спектроскопические методы,

M = 0.8M_⊙. Заметим, что для звезд с [Fe/H] ≲ -1

по-прежнему, незаменимы.

их масса оценивается с точностью не хуже, чем

• И для карликов, и для гигантов поздних

0.05 M_⊙, так как известно, что это старые объекты.

спектральных типов не-ЛТР анализ иони-

Рис. 1 показывает, что для близких звезд, как

карликов, так и гигантов, спектроскопия обеспе-

зационного равновесия Fe I/Fe II обеспе-

чивает очень хорошую точность определения lg g.

чивает хорошую точность определения lg g.

Поэтому систему lg g, полученную для нашей

²http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/

полной выборки частично по расстояниям

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

СОДЕРЖАНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ

725

1.0

0.5

−0.5

-1.0

100

200

300

400

500

d, kpc

1.5

1.0

0.5

-0.5

-1.0

d, kpc

Рис. 1. Зависимости от расстояния из [33] разницы в значениях lg g, определенных спектроскопическим методом и с

использованием измерений Gaia DR2. Верхняя панель: карлики и субгиганты из [19]. Нижняя панель: гиганты гало

из [21]. Ошибки lg g соответствуют ошибкам в расстояниях, приведенным в [33].

(20 близких звезд) и частично спектроскопи-

для 51 звезды из работы [20]. Дело в том, что

чески (74 звезды), мы можем считать одно-

Жао и др. [20] учитывали столкновения Ca I +

родной.

H I в не-ЛТР расчетах в теоретическом прибли-

жении Дравина [40] с применением масштабиру-

• Для близких (d < 0.5 кпк) объектов: BD-

ющего коэффициента S_H = 0.1. Позднее модель

-13^◦3442

и HD

8724, а возможно, и

атома Ca I была усовершенствована [41] путем

HD 138776, необходима проверка и ревизия

использования квантово-механических скоростей

данных Gaia DR2.

столкновений Ca I + H I из работы [42], и именно

она была использована в [22] и в настоящей работе

Для 20 звезд новой подвыборки содержание же-

для определения не-ЛТР содержания Ca. Для Mg I

леза определено по линиям Fe II в предположении

используется модель атома из нашей работы [43].

ЛТР, так как не-ЛТР эффекты для них пренебре-

Описание и тестирование новой модели атома Si I-

Si II готовится к печати. Содержание Ti определено

жимо малы при [Fe/H] ≥ -1 [39]. Полученные па-

раметры атмосфер приведены в табл. 1. Микротур-

по линиям Ti II при предположении ЛТР, так как

булентные скорости ξ_t вычислены по эмпирической

не-ЛТР эффекты для них малы в исследуемом

формуле, выведенной Ситновой и др. [19].

диапазоне звездных параметров [44].

Система уравнений статистического равновесия

и переноса излучения в заданной модели атмосфе-

3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ

ры решалась по программе DETAIL [45], в которой

МАГНИЯ, КРЕМНИЯ, КАЛЬЦИЯ

был модифицирован пакет непрозрачности [39].

И ТИТАНА

И для железа, и для элементов α-процесса мы

Методы и программы. Для 20 звезд новой

используем те же спектральные линии (табл. 2) и те

подвыборки мы определяем не-ЛТР и ЛТР содер-

же атомные параметры линий, что и в предыдущей

жание Mg по линиям Mg I, Si по линиям Si I и Si II,

работе [19]. Определение содержания проводится

Ca по линиям Ca I, и Ti по линиям Ti II. Кроме

методом синтетического спектра, т.е. путем подгон-

того, нам нужно уточнить не-ЛТР содержание Ca

ки теоретического профиля линии к наблюдаемому.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

726

МАШОНКИНА и др.

Таблица 2. Список линий, их атомные параметры и полученное солнечное содержание

lg ε

λ,

E_exc, эВ

lg gf

lg C₆

λ,

E_exc, эВ

lg gf

lg C₆

ЛТР

не-ЛТР

ЛТР

не-ЛТР

MgI

CaI

4571.09

0.00

-5.62

-31.74

7.67

7.70

6166.44

2.51

-1.14

-30.48

6.41

6.42

4702.99

4.34

-0.44

-29.80

7.54

6169.06

2.51

-0.80

-30.48

6.43

6.41

4730.03

4.34

-2.35

-29.89

7.80

7.81

6169.56

2.53

-0.48

-30.48

6.42

6.38

5528.41

4.34

-0.50

-30.27

7.57

7.55

6439.08

2.53

0.39

-31.58

6.44

6.29

5711.07

4.34

-1.72

-29.89

7.75

6449.81

2.52

-0.50

-31.45

6.48

6.26

SiI

6455.60

2.51

-1.34

-31.45

6.38

6.31

6155.13

5.62

-0.76

-30.15

7.51

7.48

6471.66

2.51

-0.69

-31.58

6.46

6.31

6237.30

5.61

-0.98

-30.15

7.43

7.40

6493.78

2.52

-0.11

-31.58

6.48

6.28

SiII

6499.65

2.51

-0.82

-31.58

6.48

6.35

6347.11

8.12

0.17

-31.55

7.71

7.62

TiII

6371.37

8.12

-0.04

-31.55

7.56

7.49

5211.53

2.59

-1.41

-31.82

4.95

CaI

5336.79

1.58

-1.60

-31.82

4.97

5512.98

2.93

-0.46

-30.61

6.42

6.37

5418.77

1.58

-2.13

-31.82

5.00

5588.75

2.53

0.36

-31.39

6.39

6.26

FeII

5590.12

2.51

-0.57

-31.39

6.36

6.34

5425.26

3.20

-3.22

-31.82

7.43

5857.45

2.93

0.24

-30.61

6.44

6.35

5991.38

3.15

-3.55

-31.82

7.47

5867.57

2.93

-1.57

-30.97

6.38

6.40

6432.68

2.89

-3.57

-31.82

7.44

6161.29

2.51

-1.27

-30.48

6.37

6.39

6456.38

3.90

-2.05

-31.82

7.49

6162.17

1.90

-0.09

-30.30

6.38

Используется программа SynthV [46] совместно с

Анализ солнечных линий. Как и в [20], мы

BinMag³. Она позволяет вычислять теоретические

применяем дифференциальный подход при опреде-

не-ЛТР спектры, если ей задать так называемые b-

лении содержания, т.е. из содержания, полученного

факторы (отношение населенностей, получаемых

по каждой индивидуальной линии у данной звезды,

при решении уравнений статистического равно-

вычитается соответствующее солнечное содержа-

весия и по формулам Больцмана-Саха), которые

ние. При определении солнечного содержания по

рассчитываются в программе DETAIL для уровней

отдельным линиям используется спектр Солнца

в модели атома. Списки линий для расчета синтети-

как звезды [50]. Модель атмосферы — MARCS

ческого спектра взяты из базы данных параметров

с T_eff = 5777 K и lgg = 4.44, микротурбулентная

спектральных линий VALD [47].

скорость — ξ_t = 0.9 км/с. Результаты приведены в

табл. 2. Используется стандартная шкала содер-

Модели атмосфер получены путем интер-

жания, в которой lg ε_H = 12.

поляции для заданных T_eff/ lg g/[Fe/H] в сетке

моделей MARCS4 [48]. Использован алгоритм

В табл. 3 приведено среднее дифференциальное

интерполяции, реализованный в программе SME

содержание, полученное в не-ЛТР расчетах. Точ-

(Spectroscopy Made Easy) [49].

ность среднего содержания определяется средне-

√

³http://www.astro.uu.se/õleg/binmag.html

квадратичной ошибкой σ =

Σ(x - x_i)²/(n - 1),

⁴http://marcs.astro.uu.se

где n — число линий.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

СОДЕРЖАНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ

727

Таблица 3. Не-ЛТР содержание магния, кремния, кальция и титана у исследуемых звезд

[Fe/H]

[Mg/H]

[Si/H]_I

[Si/H]_II

[Ca/H]

[Ti/H]

3795

-0.61

-0.31

(0.05)

-0.36

(0.01)

-0.33

(0.01)

-0.31

(0.04)

-0.27

(0.04)

10519

-0.64

-0.25

(0.13)

-0.35

(0.01)

-0.41

(0.01)

-0.28

(0.06)

-0.29

(0.09)

18757

-0.34

-0.10

(0.11)

-0.14

(0.01)

-0.10

(0.01)

-0.13

(0.04)

-0.10

(0.06)

32923

-0.26

-0.08

(0.03)

-0.13

(0.01)

-0.17

(0.04)

-0.17

(0.04)

-0.18

(0.06)

40397

-0.17

-0.00

(0.03)

-0.04

(0.01)

-0.04

(0.00)

-0.07

(0.05)

-0.07

(0.02)

55575

-0.37

-0.24

(0.07)

-0.26

(0.01)

-0.31

(0.03)

-0.28

(0.05)

-0.22

(0.05)

64606

-0.68

-0.59

(0.12)

-0.53

(0.04)

-0.41

(0.13)

-0.59

(0.08)

-0.52

(0.04)

65583

-0.68

-0.41

(0.07)

-0.44

(0.04)

-0.35

(0.02)

-0.39

(0.04)

-0.46

(0.01)

68017

-0.43

-0.15

(0.03)

-0.24

(0.03)

-0.18

(0.02)

-0.23

(0.03)

-0.18

(0.04)

69611

-0.60

-0.20

(0.11)

-0.32

(0.04)

-0.41

(0.01)

-0.28

(0.05)

-0.24

(0.07)

102158

-0.47

-0.15

(0.06)

-0.20

(0.04)

-0.23

(0.08)

-0.15

(0.12)

-0.15

(0.03)

112758

-0.44

-0.15

(0.07)

-0.28

(0.03)

-0.26

(0.03)

-0.13

(0.06)

-0.23

(0.02)

114762

-0.71

-0.48

(0.09)

-0.42

(0.02)

-0.47

(0.06)

-0.53

(0.06)

-0.44

(0.03)

132142

-0.42

-0.13

(0.05)

-0.21

(0.01)

-0.10

(0.04)

-0.15

(0.04)

-0.20

(0.05)

135204

-0.13

0.08

(0.02)

-0.02

(0.01)

0.01

(0.01)

0.01

(0.04)

0.00

(0.03)

144579

-0.66

-0.39

(0.09)

-0.43

(0.03)

-0.30

(0.03)

-0.42

(0.05)

-0.41

(0.02)

184499

-0.54

-0.25

(0.07)

-0.25

(0.02)

-0.24

(0.08)

-0.32

(0.08)

-0.23

(0.04)

201891

-0.97

-0.78

(0.11)

-0.78

(0.01)

-0.75

(0.04)

-0.79

(0.16)

-0.74

(0.03)

221830

-0.41

-0.14

(0.07)

-0.18

(0.04)

-0.21

(0.02)

-0.20

(0.06)

-0.10

(0.07)

222794

-0.70

-0.41

(0.07)

-0.42

(0.04)

-0.37

(0.03)

-0.44

(0.05)

-0.37

(0.07)

Примечание. В круглых скобках приведена среднеквадратичная ошибка. [Si/H]_I и [Si/H]_II — содержание по линиям Si I и Si II,

соответственно.

Влияние не-ЛТР на определение содержа-

Но совсем другое дело — выборка звезд в боль-

ния. Для индивидуальных линий разность меж-

шом интервале металличности. На рис. 2 мы объ-

ду не-ЛТР и ЛТР содержанием называется не-

единили выборки из работ Жао и др. [20], Машон-

ЛТР поправкой, Δ_NLTE = lg ε_NLTE - lg ε_LTE. В на-

киной и др. [22] и настоящей работы и показываем

шей новой подвыборке звезд не-ЛТР эффекты для

отношения [Mg/Ca] и [Ca/Ti], полученные в ЛТР

Mg I, Si I, Si II и Ca I слабо зависят от метал-

личности, в согласии с предыдущими исследовани-

и не-ЛТР расчетах. В диапазоне [Fe/H] > -2 раз-

ями (см. [20, рис. 2]). Представление о величинах

личие между ЛТР и не-ЛТР мало, но это не так

Δ_NLTE для разных линий можно получить из ана-

при большем дефиците металлов. В ЛТР расчетах

лиза солнечных данных (табл. 2). Для линий Mg I

[Mg/Ca] растет, а [Ca/Ti] падает с уменьшением

Δ_NLTE малы (от -0.02 до +0.03 dex). Для разных

линий Ca I поправки имеют разный знак и разную

[Fe/H] у гигантов. Не-ЛТР устраняет тренды, и от-

величину: от -0.22 до +0.02 dex. Отрицательные

ношения Mg/Ca и Ca/Ti имеют, в среднем, солнеч-

Δ_NLTE получились для линий как Si I, так и Si II,

ные значения в широком интервале металличности.

но больше по абсолютной величине для Si II.

Для Mg/Ca это справедливо вплоть до [Fe/H] ≃

Поскольку для каждой линии не-ЛТР эффекты у

исследуемых звезд и Солнца близки, то влияние

≃ -4, для Ca/Ti до [Fe/H] ≃ -3.2. Интересно по-

не-ЛТР на дифференциальное содержание [X/H]

нять, чем объясняется рост [Ca/Ti] при [Fe/H] <

мало.

-3.2.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

728

МАШОНКИНА и др.

0.4

0.2

−0.2

-0.2

LTE

−0.4

-0.4

0.4

0.2

−0.2

-0.2

NLTE

−0.4

-0.4

−4

-3

-2

-1

-4

-3

-2

-1

[Fe/H]

Рис. 2. Отношения ЛТР (верхний ряд) и не-ЛТР (нижний ряд) содержания [Mg/Ca] (слева) и [Ca/Ti] (справа) у звезд

полной выборки. Тонкому диску соответствуют открытые кружк ´и, толстому диску — черные кружк ´и, карликам гало —

черные звезды меньшего размера и гигантам гало — красные звезды большего размера.

0.8

NLTE

0.6

0.4

0.2

-4

-3

-2

-1

-4

-3

-2

-1

[Fe/H]

0.8

NLTE

0.6

0.4

0.2

-4

-3

-2

-1

-4

-3

-2

-1

[Fe/H]

Рис. 3. Отношение не-ЛТР содержания элементов α-процесса к железу у звезд различных населений Галактики.

Символы как на рис.2. Штриховыелиниипоказывают среднеезначение длягигантовгало, карликов гало и звездтолстого

диска с [Fe/H] ≤ -0.4.

4. ЗАВИСИМОСТИ [α/Fe] — [Fe/H]

определенного в этой работе, мы используем уже

опубликованные результаты [20, 22]. Все данные

На рис. 3 приведены отношения содержания

элементов α-процесса к железу для нашей полной

получены едиными методами и без использования

выборки. Отношение [Si/Fe] получено усреднени-

предположения ЛТР. Большой разброс [Si/Fe] у

ем по линиям Si I и Si II. Кроме содержания,

гигантов гало объясняется тем, что для определе-

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

СОДЕРЖАНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ

729

ния содержания у них можно использовать един-

диска, но возраст оценивается в 11 млрд. лет.

ственную линию Si I 3905 Е, которая находится в

Фурман [24] отнес эту звезду к группе transition

спектральном диапазоне с низким S/N и сильным

stars с промежуточной химией и промежуточным

блендированием даже при большом дефиците же-

возрастом. Мы относим ее к звездному населению

леза.

толстого диска.

Подчеркнем, что мы не использовали какие-

либо химические свойства звезд для идентифика-

4.1. Толстый и тонкий диск

ции типа галактического населения. Тем не менее

Выборка звезд тонкого диска включает 26 объ-

как и в одной из пионерских работ Фурмана [3] для

ектов в диапазоне -0.73 ≤ [Fe/H] ≤ 0.24. Для тол-

[Mg/Fe], так и в более поздних работах для других

стого диска — 28 объектов, преимущественно в

элементов α-процесса (см., напр., [6, 7, 17]), звезды

толстого и тонкого дисков демонстрируют различ-

диапазоне -0.98 ≤ [Fe/H] ≤ -0.13, с единствен-

ной звездой, отстоящей далеко от всех осталь-

ное поведение [α/Fe] в области перекрывающейся

ных, HD 94028 с [Fe/H] = -1.47. В работе [19]

металличности (см. рис. 3), причем это справед-

принадлежность звезды к какому-либо населению

ливо для каждого из элементов, Mg, Si, Ca или

определялась исключительно по ее кинематике.

Ti. А именно, звезды тонкого диска с дефицитом

Наш нынешний опыт заставил нас усомниться

металлов имеют избыток элементов α-процесса

в правильности такого подхода. Мы согласны с

относительно железа, но [α/Fe] падает с ростом

выводами Фурмана [3, 24], Бенсби и др. [7] и

[Fe/H] от 0.29/0.24/0.19/0.27 для Mg/Si/Ca/Ti

Будера и др. [17] о том, что возраст является

при [Fe/H] = -0.73 (HD 105755) до солнечного

важным критерием для установления принадлеж-

значения при солнечной металличности.

ности звезды к населению тонкого или толстого

диска. Ситнова и др. [19] уже обсуждали HD 59984,

В толстом диске отношение

[α/Fe] демон-

стрирует различное поведение в диапазонах

HD 105755 и HD 134169, которые имеют низкое

содержание железа, но пространственные скоро-

[Fe/H] ≤ -0.4 и [Fe/H] > -0.4, хотя в последнем

сти, типичные для тонкого диска. Там же приведены

случае число звезд очень мало (4). У звезд с

оценки возраста по эволюционным трекам [51]:

[Fe/H] ≤ -0.4 каждый из четырех элементов имеет

∼8 млрд. лет для двух первых звезд и ∼11 млрд.

постоянный избыток относительно железа на

лет для HD 134169. Поэтому в настоящей работе

уровне ∼0.3 (см. табл. 4) с малым разбросом

HD 59984 и HD 105755 относятся к тонкому диску,

между отдельными звездами. Отношение [α/Fe]

а HD 134169 к толстому диску.

падает с ростом металличности при [Fe/H] > -0.4,

Мы сделали оценки возраста по эволюционным

свидетельствуя о появлении сверхновых типа Iа

трекам [51] для 20 звезд нашей новой подвыборки и

(SNeIа) на поздних стадиях формирования тол-

обнаружили несколько объектов, требующих ком-

стого диска

([Fe/H] > -0.4). Это накладывает

ментариев.

ограничения на временн ´ую шкалу той эпохи:

HD 40397 и HD 135204 имеют лишь небольшой

она была продолжительнее, чем время задержки

дефицит железа с [Fe/H] = -0.23 и -0.11, но

SNeIа. Правда, существующие оценки последней

пекулярные скорости V_pec = (U² + V² + W²)1/2 =

величины варьируются в очень широких пределах:

от ≲0.42 млрд. лет для быстрых (prompt) SNeIа

= 145 и 132 км/с, которые типичны для толстого

до >2.4 млрд. лет для запаздывающих (delayed)

диска. Так как обе звезды далеки от схода с глав-

ной последовательности (lg g = 4.39 и 4.44), то по

SNeIа [52]. На основе анализа отношений [Eu/Ba]

эволюционным трекам их возраст определяется с

у звезд толстого диска Машонкина и др. [53]

большой неопределенностью. Фурман [24, рис. 34]

показали, что толстый диск формировался в

отмечает их как неклассифицируемые звезды с

промежутке между 1.1 и 1.6 млрд. лет от начала

промежуточной химией и неизвестным возрастом.

протогалактического коллапса.

Наши оценки возраста этих звезд дают не менее

Для тонкого диска наши результаты совпада-

9 млрд. лет, поэтому мы причисляем их к звездному

ют с более ранними не только качественно, но и

населению толстого диска.

количественно. Но для толстого диска они отли-

HD 112758 и HD 144579 с вероятностью 88 и

чаются от каждой из работ, цитированных выше.

83% отнесены к тонкому диску по кинематиче-

У Фурмана [3, 24] нет звезд толстого диска при

ским критериям, но их возраст оценивается в 10

[Fe/H] > -0.4, а при меньшей металличности от-

и 13.5 млрд. лет, поэтому мы причисляем их к

ношение [Mg/Fe] ≃ 0.4. Наши результаты хоро-

звездному населению толстого диска.

шо согласуются с тем, что получили Адибекян и

HD 32923

имеет

[Fe/H] = -0.26 и V_pec =

др. [6] и Бенсби и др. [7] для [Mg/Fe] и [Ti/Fe],

= 45 км/с. Обе величины типичны для тонкого

но [Si/Fe] и [Ca/Fe] в обеих работе ниже, чем

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

730

МАШОНКИНА и др.

Таблица 4. Средние отношения не-ЛТР содержания элементов α-процесса к железу у различных звездных

населений Галактики

Тип населения

[Fe/H]

[Mg/Fe]

[Si/Fe]

[Ca/Fe]

[Ti/Fe]

Гало, гиганты

-4.0 до -1.8

0.36

(0.13)

0.36

(0.11)

0.33

(0.10)

Гало, карлики

-2.6 до -1.2

0.28

(0.07)

0.31

(0.07)

0.35

(0.08)

0.35

(0.05)

Толстый диск

-1.5 до -0.4

0.29

(0.07)

0.26

(0.06)

0.24

(0.07)

0.28

(0.06)

у нас, на ∼0.1 dex и демонстрируют наклон не

• У звезд гало избытки относительно железа

только при [Fe/H] > -0.4, но и при более низком

одинаковы на уровне ∼0.3 для всех четырех

элементов — магния, кремния, кальция и ти-

[Fe/H]. Сравнение с результатами работы [12] дано

тана. Это важное наблюдательное ограниче-

в следующем разделе.

ние на модели нуклеосинтеза.

• Звезды толстого диска с [Fe/H] ≤ -0.4 име-

4.2. Толстый диск и гало

ют такие же избытки элементов α-процесса,

как и звезды гало. Можно отметить более

Как показано во множестве предыдущих иссле-

низкое значение [Ca/Fe] = 0.24 по сравне-

дований, у звезд гало и толстого диска наблюда-

нию с [Ca/Fe] = 0.35 у гало, но расхожде-

ется избыток элементов α-процесса относительно

ние — в пределах 1.5σ.

железа. В табл. 4 мы приводим средние значения

элементных отношений [Mg/Fe], [Si/Fe], [Ca/Fe]

Сравним полученные результаты с литератур-

и [Ti/Fe] у трех подвыборок звезд из нашей ра-

ными данными. Работа Бергеманн и др. [12] един-

боты — гигантов гало, карликов (+ субгиганты)

ственная, где содержание определялось при отка-

гало и толстого диска в диапазоне [Fe/H] ≤ -0.4.

зе от ЛТР, но сделано это только для [Mg/Fe].

Для своей выборки звезд толстого диска в диа-

Исключением является [Si/Fe] у гигантов гало, для

которых мы не вычисляли среднее из-за большого

пазоне -2.1 < [Fe/H] < -0.6 они получили посто-

разброса между индивидуальными звездами (см.

янное значение [Mg/Fe] ∼ 0.3, такое же, как и в

рис. 3). Если не рассматривать [Si/Fe], то на

нашей работе, несмотря на использование 〈3D〉

моделей атмосфер, которые сделаны из 3D моде-

рис. 3 видно, что разброс [α/Fe] около среднего

лей путем усреднения по столбцам вычислитель-

значения почти в два раза больше в диапазоне

ного бокса и по времени. Для гало в диапазоне

[Fe/H] ≲ -2.6, чем у звезд с более высоким [Fe/H].

-2.5 < [Fe/H] < -2 как 1D-NLTE, так и 〈3D〉-

Конечно, это более далекие объекты с более низ-

NLTE подходы дают в [12] одинаковые значения

кой точностью учета межзвездного поглощения,

с худшим качеством спектров, а значит, с боль-

[Mg/Fe] ∼ 0.3, что снова в согласии с нашими не-

шей неопределенностью T_eff, lg g и содержания

ЛТР определениями. Непонятно, почему сильно

элементов. Но нельзя исключить и химическую

различаются результаты 1D-NLTE и 〈3D〉-NLTE

неоднородность газа в эпоху формирования звезд

для звезд гало с [Fe/H] > -2 [12, рис. 5].

с [Fe/H] < -2.6. Например, разброс в этом диа-

У Ишигаки и др. [18] выборка звезд толстого

пазоне существенно уменьшается, если рассмат-

диска включает 11 звезд, и большая часть (8)

ривать отношения между элементами α-процесса

находятся в диапазоне -1.5 < [Fe/H] < -0.6, ко-

(рис. 2), а не [α/Fe].

торый перекрывается с нашим. Все определения

сделаны ими в рамках ЛТР. Средние значения,

Получены следующие новые результаты.

представленные ими в табл. 8 ([Mg/Fe]/[Si/Fe]/

/[Ca/Fe]/[Ti/Fe] = 0.32/0.32/0.23/0.37, толстый

• Звезды гало имеют одинаковые [α/Fe] неза-

диск, [Fe/H] > -1.5), хорошо согласуются с наши-

висимо от того, находятся ли они в солнеч-

ми. Для титана работа [18] приводит содержание

ной окрестности (карлики), или на больших

отдельно по линиям Ti I и Ti II. Как и следовало

расстояниях (большая часть гигантов, см.

ожидать, содержание по линиям Ti I получилось

рис. 1). Это свидетельствует об универсаль-

меньше, чем по линиям Ti II, на 0.18 dex. Для

ном характере эволюции содержания эле-

сравнения мы используем содержание по линиям

ментов α-процесса в разных частях и объ-

Ti II, так как в этом диапазоне металличности не-

емах Галактики.

ЛТР эффекты для них пренебрежимо малы [44].

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

СОДЕРЖАНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ

731

0.8

0.6

0.4

0.2

-4

-3

-2

-1

-4

-3

-2

-1

[Fe/H]

0.8

0.6

0.4

0.2

-4

-3

-2

-1

-4

-3

-2

-1

[Fe/H]

Рис. 4. Наблюдаемые отношения [α/Fe] в сравнении с моделями химической эволюции Галактики K15 (штриховая

кривая [55]) и R10 (сплошная кривая [54]). Символы как на рис. 2.

Согласие наших не-ЛТР результатов с ЛТР ре-

= 0.24/0.30/0.28/0.36, которые согласуются с со-

зультатами [18] для [Mg/Fe], [Si/Fe] и [Ca/Fe]

ответствующими отношениями для толстого диска,

а также согласуются в пределах ошибки определе-

неудивительно, так как в диапазоне [Fe/H] > -1.5

ния с нашими результатами.

не-ЛТР эффекты для линий Mg I, Si I и Ca I

слабо зависят от металличности и дифференциаль-

ный подход минимизирует отклонения от ЛТР в

4.3. Сравнение с моделями химической эволюции

Галактики

значениях [X/Fe].

Однородность и точность элементных отноше-

О своих результатах для гало Ишигаки и др. [18]

ний, полученных на большом интервале металлич-

пишут, что получили, в среднем, меньшие значе-

ности для представительной выборки в 94 звезды,

ния [α/Fe], чем для толстого диска, и больший

дают основания считать их полезными для изуче-

разброс между индивидуальными звездами. Мы

ния химической эволюции галактических населе-

проанализировали их табл. 8. Действительно, во

ний. Для сравнения наблюдений и теории мы вы-

всем интервале -3.2 < [Fe/H] < -0.6 среднеквад-

брали две модели химической эволюции Галактики,

ратичная ошибка составляет 0.11-0.14 dex для

которые наиболее часто используются в литерату-

разных отношений. Это в 1.5-2 раза больше, чем

ре. Это модели Романо и др. [54] и Ч. Кобаяши.

Последняя сделана в 2015 г. и опубликована в [55].

у нас для звезд гало с [Fe/H] > -2.6. Для звезд

Далее будем ссылаться на них как на модели R10

гало с [Fe/H] > -1.5 они, действительно, получили

и K15. Модели опираются на различные сцена-

меньшие значения [Mg/Fe] и [Si/Fe], чем для тол-

рии формирования Галактики, но включают общие

стого диска, на 0.17 и 0.12 dex соответственно, но

источники химического обогащения межзвездной

[Ca/Fe] и [Ti/Fe] согласуются в пределах ошибки

среды — гиперновые, SNeII, SNeIa, звезды асимп-

определения. В нашей выборке нет звезд гало с

тотической ветви гигантов, и для большинства

[Fe/H] > -1.5, поэтому мы не можем ни подтвер-

химических элементов используют одни и те же

дить, ни опровергнуть их результаты. Для звезд

расчеты выхода элементов в нуклеосинтезе.

гало с меньшим содержанием железа работа [18]

Как видно на рис. 4, модели R10 и K15 правиль-

дает значения [Mg/Fe]/[Si/Fe]/[Ca/Fe]/[Ti/Fe] = но предсказывают характер поведения [Mg/Fe],

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

732

МАШОНКИНА и др.

[Si/Fe] и [Ca/Fe] с изменением [Fe/H], т.е. избыток

2. Для далеких (d > 4 кпк) звезд измерения

Mg, Si и Ca в диапазоне [Fe/H] ≲ -1 и падение

Gaia DR2 не обеспечивают нужной точности

определения ускорения силы тяжести.

[α/Fe] с ростом [Fe/H] при большей металлично-

сти. Такое поведение обусловлено тем, что SNeII

3. Мы подтверждаем вывод предыдущих ис-

доминировали в нуклеосинтезе до тех пор, пока со-

следований о том, что использование только

держание железа в Галактике не достигло значений

кинематических критериев не позволяет од-

[Fe/H] ∼ -1, а затем появление SNeIа привело к

нозначно установить принадлежность звез-

увеличению скорости производства железа и па-

ды к определенному галактическому населе-

дению α/Fe. Но количественно ни та, ни другая

нию. Необходимо привлекать возраст, если

модель не воспроизводит наблюдательные дан-

возможна его оценка.

ные. Ближе всего к наблюдениям модель K15 для

Выборка покрывает диапазон -4 < [Fe/H] <

[Ca/Fe], но она не может описать разные тренды

< 0.3 и включает представительные выборки звезд-

элементных отношений у толстого и тонкого дис-

ных населений тонкого диска, толстого диска и

ков, поскольку опирается на однозонную модель

гало. Однородность и высокая точность данных

Галактики. Модель R10 предусматривает различие

делают их ценными при изучении химической эво-

химической истории толстого и тонкого дисков, но

люции Галактики. Мы подтвердили выводы наших

недооценивает [Ca/Fe] во всем диапазоне метал-

предшественников об избытках Mg, Si, Ca и Ti

личности. Обе модели предсказывают очень боль-

относительно Fe у звезд гало и толстого диска и о

шие избытки кремния в диапазоне [Fe/H] < -1, но,

большей величине избытка этих элементов у звезд

как обсуждалось в [20], расхождения с наблюде-

толстого диска по сравнению со звездами близкой

ниями могут быть уменьшены путем варьирования

металличности в тонком диске, и сделали новые

массы предсверхновых и энергии взрыва SNeII.

выводы.

Наиболее серьезные проблемы ставят пе-

1. В толстом диске отношения [Mg/Fe], [Si/Fe],

ред теорией наблюдения

[Mg/Fe] в диапазоне

[Ca/Fe] и [Ti/Fe] сохраняют постоянное и

[Fe/H] < -1 и [Ti/Fe] при любых [Fe/H]. Теория

близкое друг к другу значение ∼0.3, пока

предсказывает, что магний и кислород синтези-

[Fe/H] ≲ -0.4, и падают при более высо-

руются в одних и тех же областях на стадии

кой металличности, указывая на начавшееся

предсверхновой, а значит, имеют одинаковый

производство железа в SNeIa.

(относительно солнечных величин) выход в нукле-

2. Звезды гало имеют одинаковые [α/Fe] неза-

осинтезе, т.е. в диапазоне [Fe/H] < -1 ожидается

висимо от того, находятся ли они в солнечной

[Mg/Fe] = [O/Fe]. Но наблюдения это не подтвер-

окрестности или на б ´ольших расстояниях,

ждают: у звезд гало отношения [O/Fe] выше, чем

вплоть до d ∼ 8 кпк, что свидетельствует

[Mg/Fe], на 0.3 dex (см., напр., [56]). Что касается

об универсальном характере эволюции со-

титана, то в теории он синтезируется как элемент

держания элементов α-процесса в разных

группы железа, поэтому модели не предсказывают

частях и объемах Галактики.

избытка относительно железа, но в наблюдениях

он проявляет себя как элемент α-процесса.

3. В диапазоне [Fe/H] ≲ -2.6 увеличивается

разброс [α/Fe], но сохраняется малым раз-

брос отношений между α-элементами, что

может указывать на неполное перемешива-

5. ВЫВОДЫ

ние продуктов нуклеосинтеза в эпоху форми-

В этой работе мы увеличили до 94 выборку звезд

рования этих звезд.

с параметрами атмосфер и содержанием элементов

4. У звезд гало избытки относительно железа,

α-процесса — Mg, Si, Ca и Ti, которые определены

в среднем, одинаковы на уровне ∼0.3 dex

едиными и наиболее точными современными мето-

для каждого из четырех элементов α-

дами. В процессе выполнения получены результа-

процесса — магния, кремния, кальция и

ты, имеющие методическое значение.

титана.

5. Звезды толстого диска с [Fe/H] ≤ -0.4 име-

1. Путем сравнения lg g_DR2, основанных на

ют такие же избытки элементов α-процесса,

измерениях Gaia DR2, и lg g_Sp, определен-

как и звезды гало.

ных методом ионизационного равновесия

Fe I/Fe II, показано, что спектроскопический

Мы надеемся, что эти наблюдательные данные

метод дает надежные результаты при усло-

будут использованы для уточнения моделей ну-

вии отказа от предположения ЛТР.

клеосинтеза и химической эволюции Галактики.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019

СОДЕРЖАНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ

733

БЛАГОДАРНОСТИ

20.

G. Zhao, L. Mashonkina, H. L. Yan, S. Alexeeva, et

al., Astrophys. J. 833, id. 225 (2016).

Авторы благодарны Клаусу Фурману за предо-

21.

L. Mashonkina, P. Jablonka, Y. Pakhomov, T. Sitnova,

ставление в наше распоряжение спектров, по-

and P. North, Astron. and Astrophys. 604, id. A129

лученных им в обсерватории Калар-Альто на

(2017).

2.2-м телескопе со спектрографом FOCES. В ра-

22.

L. Mashonkina, P. Jablonka, T. Sitnova, Y. Pakhomov,

боте использованы базы данных ADS⁵, SIMBAD,

and P. North, Astron. and Astrophys. 608, id. A89

MARCS и VALD.

(2017).

23.

A. G. A. Brown, A. Vallenari, T. Prusti, J. H. J. de

Bruijne, et al., Astron. and Astrophys. 616, id. A1

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

(2018).

24.

K. Fuhrmann, Astron. Nachricht. 325, 3 (2004).

G. Gilmore and N. Reid, Monthly Not. Roy. Astron.

Soc. 202, 1025 (1983).

25.

T. Prusti, J. H. J. de Bruijne, A. G. A. Brown,

R. Gratton, E. Carretta, F. Matteucci, and C. Sneden,

A. Vallenari, et al., Astron. and Astrophys. 595, id. A1

in Formation of the Galactic Halo... Inside and

(2016).

Out, edited by H. L. Morrison and A. Sarajedini,

26.

F. van Leeuwen, Astron. and Astrophys. 474, 653

Astron. Soc. Pacific Conf. Ser. 92, 307 (1996).

(2007).

K. Fuhrmann, Astron. and Astrophys. 338,

161

27.

G. A. Gontcharov, Astron. Letters 32, 759 (2006).

(1998).

28.

B. Famaey, A. Jorissen, X. Luri, M. Mayor, S. Udry,

L. Mashonkina and T. Gehren, Astron. and

H. Dejonghe, and C. Turon, Astron. and Astrophys.

Astrophys. 364, 249 (2000).

430, 165 (2005).

T. Bensby, S. Feltzing, I. Lundstr ¨om, and I. Ilyin,

29.

T. V. Mishenina, C. Soubiran, V. V. Kovtyukh, and

Astron. and Astrophys. 433, 185 (2005).

S. A. Korotin, Astron. and Astrophys. 418,

551

V. Z. Adibekyan, S. G. Sousa, N. C. Santos,

(2004).

E. Delgado Mena, J. I. Gonz ´alez Hern ´andez,

30.

L. Casagrande, I. Ram ´ırez, J. Mel ´endez, M. Bessell,

G. Israelian, M. Mayor, and G. Khachatryan, Astron.

and M. Asplund, Astron. and Astrophys. 512, id. A54

and Astrophys. 545, id. A32 (2012).

(2010).

T. Bensby, S. Feltzing, and M. S. Oey, Astron. and

31.

L. Casagrande, R. Sch ¨onrich, M. Asplund, S. Cassisi,

Astrophys. 562, id. A71 (2014).

I. Ram´ırez, J. Mel ´endez, T. Bensby, and S. Feltzing,

R. Cayrel,E. Depagne, M. Spite, V. Hill, et al., Astron.

Astron. and Astrophys. 530, id. A138 (2011).

and Astrophys. 416, 1117 (2004).

32.

A. Alonso, S. Arribas, and C. Martinez-Roger,

P. Bonifacio, M. Spite, R. Cayrel, V. Hill, et al., Astron.

Astron. and Astrophys. 297, 197 (1995).

and Astrophys. 501, 519 (2009).

33.

C. A. L. Bailer-Jones, J. Rybizki, M. Fouesneau,

10.

J. G. Cohen, N. Christlieb, I. Thompson,

G. Mantelet, and R. Andrae, Astron. J. 156, 58

A. McWilliam, S. Shectman, D. Reimers,

(2018).

L. Wisotzki, and E. Kirby, Astrophys. J. 778, 56

34.

A. Alonso, S. Arribas, and C. Mart´ınez-Roger,

(2013).

Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 140, 261 (1999).

11.

D. Yong, J. E. Norris, M. S. Bessell, N. Christlieb, et

35.

J. I. Gonz ´alez Hern ´andez and P. Bonifacio, Astron.

al., Astrophys. J. 762, id. 26 (2013).

and Astrophys. 497, 497 (2009).

12.

M. Bergemann, R. Collet, R. Sch ¨onrich, R. Andrae,

36.

I. Ram ´ırez and J. Mel ´endez, Astrophys. J. 626, 446

M. Kovalev, G. Ruchti, C. J. Hansen, and Z. Magic,

(2005).

Astrophys. J.

847, id.

(arXiv:1612.07363v2)

37.

E. Masana, C. Jordi, and I. Ribas, Astron. and

(2017).

Astrophys. 450, 735 (2006).

13.

S. Randich, G. Gilmore, and Gaia-ESO Consortium,

38.

A. Alonso, S. Arribas, and C. Mart´ınez-Roger,

The Messenger 154, 47 (2013).

Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 139, 335 (1999).

14.

A. Recio-Blanco, P. de Laverny, G. Kordopatis,

39.

L. Mashonkina, T. Gehren, J.-R. Shi, A. J. Korn, and

A. Helmi, et al., Astron. and Astrophys. 567, id. A5

F. Grupp, Astron. and Astrophys. 528, id. A87 (2011).

(2014).

40.

H. W. Drawin, Zeitschrift f ¨ur Physik 225, 483 (1969).

15.

S. R. Majewski, R. P. Schiavon, P. M. Frinchaboy,

41.

L. Mashonkina, T. Sitnova, and A. K. Belyaev, Astron.

C. Allende Prieto, et al., Astron. J. 154, 94 (2017).

and Astrophys. 605, id. A53 (2017).

16.

S. Buder, M. Asplund, L. Duong, J. Kos, et al.,

Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 478, 4513 (2018).

42.

A. Mitrushchenkov, M. Guitou, A. K. Belyaev,

S. A. Yakovleva, A. Spielfiedel, and N. Feautrier,

17.

S. Buder, K. Lind, M. K. Ness, M. Asplund, et al.,

J. Chemical Physics 146, id. 014304 (2017).

Astron. and Astrophys. 624, id. A19 (2019).

18.

M. N. Ishigaki, M. Chiba, and W. Aoki, Astrophys. J.

43.

L. Mashonkina, Astron. and Astrophys. 550, id. A28

753, id. 64 (2012).

(2013).

19.

T. Sitnova, G. Zhao, L. Mashonkina, Y. Chen, et al.,

44.

T. M. Sitnova, Astron. Letters 42, 734 (2016).

Astrophys. J. 808, id. 148 (2015).

45.

K. Butler and J. Giddings, Newsletter on the analysis

of astronomical spectra № 9, (University of London,

⁵http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html

1985).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№9

2019