TYC5594-576-1: ЗБАГАЧЕННЯ БІДНОЇ НА МЕТАЛИ ЗОРІ ЗА РАХУНОК R-ПРОЦЕСУ

Автор(и)

  • Т. В. Мішеніна Одеський національний університет імені І. І. Мечникова, Ukraine
  • І. О. Усенко НДІ Миколаївської астрономічної обсерваторії, Ukraine
  • А. Ю. Князєв Південноафриканська астрономічна обсерваторія, South Africa
  • В. В. Ковтюх Одеський національний університет імені І. І. Мечникова, Ukraine

DOI:

https://doi.org/10.18524/1810-4215.2021.34.244291

Ключові слова:

зірки, кількість – зірки, атмосфери – зірки, Популяція II – зірки, окремі (TYC5594-576-1)

Анотація

Для відтворення раннього збагачення Галактики хімічними елементами та тестування теорій нуклеосинтезу важливим є дослідження елементів, що утворювалися в результаті процесів захоплення нейтронів n. Елементи швидкого захвату n (r-процес) можуть бути створені як результат, наприклад, злиття нейтронних зірок або впливу магнітного полю в
магнітогідродинамічних наднових. Це також важливо для відстеження шляху збагачення цими елементами міжзоряного середовища в ранні галактичні часи. Для зірки TYC5594-576-1 з металічністю [Fe/H] = –2,8 були визначені атмосферні параметри та розповсюдженність елементів в її атмосфері. Спектральний матеріал отримано за допомогою ешеле-спектрографа HRS Південноафриканського великого телескопа (SALT) у режимі середньої роздільної здатності (R ~ 31000-41000) з високим коефіцієнтом відношення сигнал до шуму, близько 100-200, в діапазоні довжин хвиль від 3900 до 8700  ÅÅ. Для визначення атмосферних параметрів та хімічного складу зірки TYC5594-576-1 був
застосовано наближення ЛТР (локальної термодинамічної рівноваги) з використанням моделей атмосфери Castelli & Kurucz (2004). Вмісти Na, Mg, Al, Ni, Co, Sr, Y, Zr, Mo, Ba, La, Ce, Pr, Sm, Eu, Gd, Dy, Os, Th розраховані з використанням нової версії програмного забезпечення STARSP (Tsymbal, 1996), враховуючи надтонку структуру (HFS) для ліній Eu II,
а вміст Si, Ca, Sc визначений з використанням єквівалентних ширин і WIDTH9 Р. Куруча. Вміст вуглецю розраховано за допомогою порівняння розрахунків молекулярного синтезу до спостережного спектру в області СН (4300-4330 ÅÅ).
Для вмісту C, Na, Mg, Ba та Th ми розглянули оцінки поправок за рахунок відхилення від ЛТР. Ми вперше визначили вміст деяких елементів нейтронного (n) захвату, включно з торієм, для TYC5594-576-1 . Ми виявили, що поведінка вмісту n-елементів показує ріст їх вмістів зі збільшенням атомного номера, а також співвідношення елементів
[Eu/Fe] = 1.90, [Ba/Eu] = –1,19 відповідає визначенню досліджуваної зірки як зірки зі збагаченням r-процесу. Ми отримали вміст торію зі значенням [Th/Fe] =1.26. Отриманий надлишок європію і торію свідчить про раннє збагачення Галактики елементами r-процесу у результаті злиття нейтронних зірок або чорних дір. Вміст вуглецю підтверджує ефект канонічного додаткового змішування (Denissenkov & Pinsonneault 2008) у досліджуваній зірці.

Посилання

Andrievsky S. et al.: 2008, A&A, 481, 481.

Arcones A., Thielemann F-K.: 2013, JPhG, 40, id. 013201

Barnes S. et al.: 2008, SPIE 7014, id. 70140K.

Beers T., Christlieb N.: 2005, ARA&A, 43, 531.

Beers T. et al.: 2017, ApJ, 835, 81.

Bramall D. et al.: 2010, SPIE 7735, id. 77354F.

Bramall D. et al.: 2012, SPIE 8446, id. 84460A.

Buckley D.A.H., Swart G.P., Meiring J.G.: 2006, SPIE, 6267, id. 62670Z .

Castelli F., Kurucz R.: 2004, ArXiv astro-ph/0405087

Charbonnel C.: 1994, A&A, 282, 811.

Charbonnel C.:1995, ApJ, 453, 41.

Coelho P.R.T.: 2014, MNRAS, 440, 1027.

Cowan J. et al.: 2021, RvMP, 93, id.015002.

Crause L. et al.: 2014, SPIE 9147, id.91476T.

Crawford S. et al.: 2010, SPIE 7737, id. 773725.

Denissenkov P., Pinsonneault: 2008, ApJ, 679, 1541.

Denissenkov P., VandenBerg D. A.: 2003, ApJ, 593, 509.

Galazutdinov G.: 2007, http://gazinur.com/DECH-software.html

Gratton R: 2000, A&A 354, 169.

Farouqi Kh. et al.: 2021, eprint arXiv:2107.03486

Frebel A.: 2018, ARNPS, 68, 237.

Frebel A. et al.: 2013, ApJ, 769, 57.

Frebel A et al.:2006 , ApJ, 652, 1585.

Hansen T. et al. 2018, ApJ, 858, 92.

Hill V. et al.: 2002, A&A, 387, 560.

Holmbeck E. et al.: 2018, ApJ, 859, id. L24.

Ivans I. et al.: 2006, ApJ, 645, 613.

Korotin S. et al.:1999, ARep 43, 533.

Korotin S. et al.: 2015, A&A 581, 70.

Kupka F. et al.: 1999, A&ASuppl., 138, 119.

Lattimer J., Schramm D.: 1974, ApJ, 192, 145.

Lind K. et al.: 2012, MNRAS, 427, 50.

Lippuner J. et al.: 2017, MNRAS, 472, 904.

Mishenina T. et al.: 2004, A&A, 418, 551.

Mashonkina L. et al..: 2014, A&A, 569, 43.

Mashonkina L. et al.: 2012, A&A, 540, 98.

Nishimura N. et al.: 2017, ApJ. 836, 21.

O’Donoghue D. et al., 2006 MNRAS, 372, 151.

Placco V. et al: 2018, AJ, 155, 256.

Roederer I. et al.: 2014, AJ, 147, 136.

Rosswog S. et al.: 2014, MNRAS, 439, 757.

Simmerer J. et al.: 2004, ApJ, 617, 1091.

Sneden Ch. et al.: 1996, ApJ, 467, 819.

Spite M. et al.: 2006, A&A, 455, 291.

Spite M. et al.: 2018, A&A, 611, 30.

Tsymbal V.: 1996, ASP Conf. Ser., 108, 198.

Winteler C. et al.: 2012, ApJ. 750, 22.

Yong D. et al.: 2013, ApJ, 762, 26.

##submission.downloads##

Опубліковано

2021-12-08

Номер

Розділ

Astrophysics