ГЛАВА 2
НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА ОПРЕДЕЛЕНИЯ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА
2.1. Наблюдательный материал
Для решения задачи мы исследовали звезды поздних спектральных классов (G ? K), классов светимости IV - III, в диапазоне температур (4400 ?6000 К) и металличностей - 0.7 < [Fe/H] < +0.35. Всего были исследованы спектры 204 звезд. Списки звезд по номерам HD, звездные величины, показатели цвета, светимости приведены в следующей главе и в приложении
Спектральный материал высокого разрешения и отношения сигнала к шуму был получен на 1.93-м телескопе (спектрограф ELODIE) Обсерватории Верхнего Прованса (Франция). Часть спектров взята из библиотеки ELODIE спектров, созданной в Обсерватории Верхнего Прованса (Франция), спектры звезд-гигантов получены по совместной заявке с французскими коллегами.
Эшелле спектрограф ELODIE предназначен для спектроскопии высокого разрешения и кросскорреляционной спектроскопии для точного определения лучевых скоростей [33]. Он был установлен в 1993 на 1.93-метровом телескопе Обсерватории Верхнего Прованса (Франция). Основные параметры прибора: диаметр коллимированного пучка 75 мм, узел скрещенной дисперсии состоит из двух диспергирующих элементов, призмы (флинт) и призмы (150 штр/мм), позволяющий регистрировать 67 порядков в диапазоне волн от 3900 до 6800 A A. Угол блеска эшелле решетки равен 760. Максимальная разрешающая способность камеры ELODIE - 100000, эффективная - приблизительно 40000 - 42000. Оптическую связь между телескопом и спектрографом обеспечивают адаптер, установленный на 1/15 фокуса Кассегрена, и два оптических POLYMICRO волокна. Светоприемником служит матрица ПЗС, 1024x1024. Инструмент оснащен комплексом первичной обработки изображений, позволяющим непосредственно после экспозиции объекта получить его спектр в цифровом виде и лучевые скорости Vr.
2.2. Обработка спектров
Благодаря программному обеспечению ELODIE, во время наблюдений в режиме прямой связи автоматически выполняется первичная обработка спектров. Она предусматривает экстракцию изображений, учет космических частиц, деление на плоское поле и т.д. [33, 108]. Для дальнейшей обработки спектров мы использовали программный пакет DECH20 [6], позволяющей провести уровень непрерывного спектра, построить дисперсионную кривую, а также определить эквивалентную ширину линии EW различными способами. Пакет также предполагает следующие операции: сглаживание спектра (линейное, параболическое, методом Фурье), учет рассеянного света по Грею [10], измерение лучевых скоростей Vr.
Эквивалентные ширины EW линий в спектрах исследуемых звезд измерены в основном методом подгонки профиля Гаусса, однако, иногда для более точного определения использовались методы прямого интегрирования и ручного проведения контура линии. Точность определения эквивалентной ширины ?W зависит, в основном, от спектрального разрешения ?/?? (или ??) и отношения сигнала к шуму S/N. Согласно Керелю [59]
?W = , (2.2.1)
n - число пикселей на элемент разрешения.
Для спектров, полученных на спектрометре ELODIE [33], имеем n = 2, ?? = 0.12 A, S/N > 100 и ?W ~ 0.0025 A. Учет неопределенностей в проведении уровня непрерывного спектра ~(0.001 A) приводит к точности измерения эквивалентной ширины равной 2 - 3 mA в зависимости от отношения S/N.
2.3. Фундаментальные параметры звезд и параметры звездных атмосфер (эффективная температура, ускорение силы тяжести, металличность, турбулентная скорость)
Анализ химического состава звезд, определение эволюционного статуса конкретной звезды требуют надежного определения фундаментальных параметров звезд - светимости L, эффективной температуры Тэф, радиуса R, массы М, ускорения силы тяжести - g, а также кинематических параметров, отражающих движение и положение звезд в пространстве.
При определении химического состава важнейшую роль играет распределение температуры и давления в атмосфере.
Классическая постановка задачи нахождения структуры атмосферы состоит в вычислении распределения давления и температуры с глубиной в статической ненамагниченной атмосфере. В этом случае модель атмосферы полностью определяется параметрами - эффективной температурой Тэф, ускорением силы тяжести на поверхности звезды lg g, металличностью [Fe/H] и параметром, характеризующим движение в атмосфере - микротурбулентной скоростью Vt.
2.3.1. Определение эффективной температуры Тэф.
Если предположить, что звезда излучает подобно абсолютно черному телу, т.е.
H(T) = ?T4, (закон Стефана-Больцмана), (2.3.1)
где ? = ac/4, a - постоянная Стефана, с - скорость света, то ее светимость
L = 4? ? R2HT4 (2.3.2)
Этим соотношением определяется так называемая эффективная температура звезды. Т.е., другими словами, Tэф - температура абсолютно черного тела, излучающего в единицу времени с единицы площади во всем диапазоне частот то же количество энергии, что и данная звезда.
Существуют два подхода в определении Тэф для звезд: прямые методы [29, 41], и методы, опирающиеся на те или иные особенности спектра, обусловленные температурой и требующие соответствующих калибровок. Прямой метод основан на непосредственном определении этой величины из выражения для потока излучения, выходящего из абсолютно черного тела (2.3.1). К сожалению, прямые методы определения эффективной температуры Тэф применимы лишь для ограниченного числа звезд, поскольку их радиусы и расстояния до них известны недостаточно точно. Поэтому чаще используют непрямые методы. Мы использовали два метода определения Тэф: определение температуры по отсутствию зависимости содержания элемента lg A, определенного по данной линии от потенциала возбуждения нижнего уровня Еlow этой линии и метод отношения интенсивностей линий. В первом методе (по отсутствию зависимости содержания) мы использовали линии нейтрального железа, в достаточном количестве присутствующие в спектрах звезд. Во втором методе мы использовали метод, предложенный Греем