Глубокое перемешивание в красных гигантах шаровых скоплений

2.2.2 Полуэмпирическая диффузионная модель дополнительного перемешивания .54.

2.2.3 Механизм перемешивания Цана.57.

2.2.4 Выбор критерия сдвиговой неустойчивости.62.

2.2.5 Результаты численных расчетов.67.

2.2.6 Заключение.73.

2.3 Эпизодическое производство лития в красных гигантах (2000 г.).76.

2.3.1 Введение.76.

2.3.2 Дополнительное перемешивание в красных гигантах.77.

2.3.3 Проблема красных гигантов, богатых литием.80.

2.3.4 Предлагаемое решение литиевой проблемы.83.

2.3.5 Заключение.87.

3 Химическс1я эволюция шаровых скоплений 89.

3.1 Объединенный сценарий: унаследованные химические аномалии плюс дополнительное перемешивание в красных гигантах (1997 г.).89.

3.1.1 Введение.89.

3.1.2 Использованные компьютерные программы.92.

3.1.3 Сценарий с глубоким перемешиванием.94.

3.1.4 Сценарий с первичным нуклеосинтезом: унаследованные аномалии 107.

3.1.5 Заключительные замечания.119.

3.2 Вклад ЛАА1 в антикорреляцию между содержаниями О и А1 у красных гигантов шаровых скоплений (2001 г.).121.

3.2.1 Введение.121.

3.2.2 Проблема дефицита 0.122.

3.2.3 Проблема избытка А1.125.

3.2.4 Заключительные замечания.126.

4 Переход звезд ГП с массами 10 и 30 М©в состояние стационарного вращения (1998 г.) 130.

4.1 Введение.130.

4.2 Основные уравнения.132.

4.3 Дополнительные предположения и упрощения.134.

4.4 Результаты расчетов.136.

4.5 Основные выводы.141.

5 Заключение 145 Библиография 148.

4.5 Основные выводы.

Мы рассчитали эволюцию профиля вращения, связанную с перераспределением углового момента меридиональной циркуляцией и турбулентной диффузией, в лучистых оболочках моделей звезд ГП с массами 10 и 30 М®-. При этом использовались основные предположения и уравнения из работ Цана [221] и Талон и Дана [195].

Следует отметить, что в наших расчетах мы не учитывали градиент среднего молекулярного веса. Оправданием такого приближения служит то, что найденные нами времена перехода исследуемых звезд в состояние стационарного вращения намного меньше их времен жизни на ГП.

Одним из наших упрощающих предположений было пренебрежение потерей массы звездой. К сожалению, это было вынужденное допущение, так как пока еще не понятно, какое граничное условие для уравнения (4.4) следует использовать в присутствии звездного ветра. Имеющиеся полуэмпирические формулы для скоростей потери массы звездами ГП позволяют рассчитать лишь темпы потери углового момента, т. е. фактически дают внешнее граничное условие для интеграла от уравнения (4.4). Но даже и здесь не ясно, какая доля углового момента выносится в атмосферу звезды меридиональной циркуляцией, а какая — турбулентной диффузией. Остается только надеяться, что здесь мы имеем дело с тем простым случаем, когда &bdquo-собака машет хвостом", а не наоборот, и пренебрежение звездным ветром не означает, что мы &bdquo-выплескиваем ребенка вместе с водой" .

На основании результатов выполненных расчетов мы пришли к следующим вывоо тs.

0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0 мг/м time, Иуг.

Рис. 4.3: Фрагмент а: Распределения содержаний {Х{ = у{А1, А{ - атомное массовое число) основных СКО-нуклидов и Не в лучистой оболочке звезды с массой М =10 М©к концу ее жизни на ГП, рассчитанные для двух случаев: без перемешивания (тонкие линии) и с перемешиванием вследствие турбулентной диффузии (меридиональная циркуляция здесь не играет большой роли), порожденной вращением, со скоростью на поверхности Уа = 230 км-с~А (жирные линии). Профиль коэффициента диффузии в расчетах с перемешиванием был взят из нестационарного решения для возраста? = 8−10А лет (Рис. 4.2а). Фрагмент Ь: Увеличение со временем поверхностного содержания N в расчетах с перемешиванием. Содержание N начинает расти лишь спустя некоторое время задержки, которое требуется волне диффузии, чтобы достичь поверхности.

12,0.

1 — 1−1-1 — <-1>-1-,-1 — А ,.

М=1ОМ0. = 230ктз-«. 1 = 6−10*уз.

10.0.

18 Он ад.

6.0.

4.0 18 О, 1 у1зС08|1у.

2.0 о.

00 «-Л АI1 J-1−1-1 А, А 0.40 0.50 0160 0.70 0.80 0.90 1.00.

М /М.

Рис. 4.4: Иллюстрация того, что критерии самосогласованности модели (4.14−4.17) начинают выполняться сразу после начала эволюции профиля вращения. дам:

1. При достаточно больших значениях угловой скорости вращения на поверхности fig 5 которые можно оценить, а priori, время релаксации ггеь необходимое для перехода массивной звезды в состояние стационарного вращения, оказывается намного меньше ее времени жизни на ГП гмз", если оценка дает rAei <С TMS, то предположение о том, что звезда находится в состоянии стационарного вращения с самого начала ее эволюции на ГП, использованное Талон и др. [196], является допустимымс другой стороны, при достаточно малых значениях fig указанное предположение не является корректным, и эволюция профиля вращения должна отслеживаться путем решения уравнения (4.4) параллельно с расчетом звездной эволюции;

2. Качественно нестационарные решения не сильно отличаются от стационарных в отношении способности соответствующих им меридиональной циркуляции и турбулентной диффузии перемешивать химические элементыдаже при почти однородном вращении скорость дополнительного перемешивания (в этом случае оно обеспечивается меридиональной циркуляцией) получается намного меньше классической оценки rUпричиной этого является эрозия неоднородностей химического состава на поверхностях уровня, производимая горизонтальной турбулентной диффузиейни в одном из рассмотренных нами случаев не было получено полное (до установления однородных распределений содержаний химических элементов) перемешивание лучистой оболочки;

3. Несмотря на малую скорость перемешивания, при достаточно большом значении (2g турбулентная диффузия (которая преобладает над меридиональной циркуляцией при вращении, близком к стационарному) успевает заметно изменить поверхностные содержания N и С в звезде еще до ее ухода с ГПпри этом важный результат состоит в том, что имеется некоторое время задержки (до 50% от времени жизни звезды на ГП), спустя которое &bdquo-волна" диффузии достигает поверхности, и изменения содержаний становятся доступными наблюдениям (Рис. 4.3) — интересно, что Любимков [127] сообщал о подобной задержке в появлении избытков Не в атмосферах ОВ-звездесли дополнительное перемешивание способно проникнуть внутрь конвективного ядра (скорее всего это возможно на ранних стадиях эволюции звезды на ГП [65]), то эволюция поверхностного содержания Не у массивных звезд ГП может выглядеть подобно зависимости содержания N от времени, изображенной на Рис. 4.3.

Глава 5.

Заключение

в работах, вошедших в диссертацию, получила дальнейшее подтверждение и развитие теоретическая интерпретация связи между содержаниями На и СКО-элементов у красных гигантов шаровых скоплений (КГШС), предложенная нами в 1990 году в статье 5]. Суть этой интерпретации состоит в следуюпдем.

Во внешних слоях водородного слоевого источника внутри красного гиганта температура оказывается достаточно высокой для того, чтобы там наряду с уменьшением содержаний С и О и увеличением содержания N в СКО-цикле — основном источнике энергии красного гиганта — также происходил синтез Ыа (в реакции ААКе (р, 7) ААКа) и А1. Что касается последнего, то в зависимости от используемых скоростей реакций MgAl-цикла {которые все еще не достаточно надежно известны) он может производиться либо в виде стабильного изотопа ааА1 в цепочке реакций ААMg (p, 7) А®AlА (p, 7) А'АSi (/?" '" I/)ААAl (для этого нужно, чтобы скорость реакции А®А18(р, 7) А''А81 была достаточно большой), либо в виде радиоактивного изотопа а®А1а в реакции ААMg (p, 7) А®AlА. Автор диссертации был одним из первых (см. [5]), кто предположил, что по мере своего производства в КГШС N и Ка (а теперь еще и А1) некоторым дополнительным перемешиванием транспортируются наружу, к основанию конвективной оболочки. При этом масштаб изменений поверхностного химического состава красных гигантов зависит от эффективности дополнительного перемешивания, которая может варьироваться от звезды к звезде (по неизвестной пока причине).

Нами были предложены две модели дополнительного перемешивания в красных гигантах: (г) полуэмпирическая диффузионная с подбором параметров глубины и скорости перемешивания из наблюдений (см. [67] и раздел 2.1 диссертации) — и (п) первая (и пока единственная) реальная физическая модель ([71] и раздел 2.2), основанная на механизме меридиональной циркуляции и турбулентной диффузии Цана [221, 133. Обе модели достаточно хорошо воспроизводят (анти-)корреляции между содержаниями СКО-элементов, Ка и А1 у КГШС ш Сеп и М4 и глобальную антикорреляцию [О/Ре] с [Ыа/Ре] (Рис. 3.2, 2.12, 2.13, 3.10, 3.11).

В механизме Цана дополнительное перемешивание обусловлено вращением звезды. Косвенными подтверждениями того, что вращение имеет какое-то отношение к происхождению аномалий химического состава в красных гигантах являются следующие наблюдательные факты: (1) именно в шаровом скоплении М13, в котором присутствуют гиганты с экстремально низкими содержаниями О, обнаружены звезды горизонтальной ветви с необычно быстрым вращением [146]- (п) гиганты поля с избытками лития в среднем вргацаются примерно на порядок быстрее, чем нормальные К-гиганты (частное сообщение Н. А. Драке).

Оказалось, что в сценарии с дополнительным перемешиванием для объяснения аномально высоких избытков А1 у красных гигантов в ш Сеп, М4 и М13 требуется, чтобы начальное содержание ллMg в них превосходило значение, пропорциональное солнечному, более, чем на порядок.

В статье [69] (см. также раздел 3.1 диссертации) нами было впервые показано, что требуемый избыток AAMg мог быть произведен в звездах АВГ средних масс, принадлежавших поколению, предшествовавшему наблюдаемым красным гигантам, т. е. в процессе &bdquo-первичного нуклеосинтеза" в шаровых скоплениях.

За время, прошедшее с момента выхода статьи [5], появился целый ряд наблюдательных данных, свидетельствующих о присутствии вариаций содержаний О, К, Ка и, возможно, даже О, А1 и Mg в звездах, расположенных вблизи ГП, в некоторых шаровых скоплениях. Таким образом возникла необходимость объединить сценарий с дополнительным перемешиванием со сценарием с первичным нуклеосинтезом. Впервые объединенный сценарий был предложен нами в статье [69]. Его последняя модификация обсуждается в разделе 3.2.

На основе объединенного сценария мы предлагаем следующую.

Модель химической эволюции шаровых скоплений. Эволюция химического состава шаровых скоплений, по-видимому, значительно отличается от химической эволюции Галактики [201]. Один из вероятных сценариев образования шарового скопления был предложен Кэйрел [47] и позднее разработан количественно Брауном и др. [34] и Пар-ментьер и др. [144]. Последние дополнили сценарий Кэйрел двумя важными деталями: во-первых, они показали, что протоскопление способно пережить сотни вспышек сверхновых П-го типа и при этом не распасться, и, во-вторых, что в рамках этого сценария можно получить весь диапазон значений [Ре/Н], наблюдаемых у шаровых скоплений. Сценарий Кэйрел является основой нашей модели, описываемой ниже.

Мы предполагаем, что после отделения массивного облака-протоскопления от среды протогалактики первыми в его плотном ядре из вещества с космологическим химическим составом {Е = 0) образуются только массивные звезды (отнесем их к &bdquo-первому поколению"). Эти звезды эволюционируют довольно быстро и взрываются как сверхновые П-го типапо какой-то причине (см., например, доводы Накамуры и Умемуры [137]) звезды малых масс на этом этапе отсутствуют (действительно, они не наблюдаются!). Сверхоболочка, создаваемая ударными волнами от многократных взрывов сверхновых сметает и сжимает вещество протоскопления, которое теперь уже состоит из смеси космологического состава и того, который имеет вещество, выброшенное сверхновыми. Мы считаем, что именно из этого вещества образуются звезды всего спектра массы (отнесем их ко &bdquo-второму поколению" звезд шарового скопления). Наиболее массивные из них тоже станут сверхновыми П-го типа, ударные волны от которых очистят скопление от большей (если не всей) части оставшегося газа. Звезды АВГ средних масс, принадлежащие ко второму поколению, теряют вещество со значительно меньшей кинетической энергией, чем сверхновые, поэтому оно остается в межзвездной среде скопления (возможно, перемешиваясь с остатками старого вещества). И, наконец, уже с примесью этого вещества, возможно, образуются еще и звезды &bdquo-третьего поколения". Отметим, что вещество, теряемое звездами АВГ второго поколения имеет то же значение [Ре/Н], что и вещество, из которого они образовались: в звездах АВГ, как известно (и мы это показали), изменяются лишь содержания ОНО-нуклидов, изотопные отношения Mg, отношение ААКе/Ма и ряд других содержаний. Таким образом, наблюдаемые сейчас звезды шаровых скоплений могут относиться как ко второму, так и к третьему поколению. При этом аномалии химического состава, наблюдаемые или предполагаемые (например, избыток ААMg) у них, либо уже существовали в веществе, из которого они образовались, либо были приобретены ими в процессе эволюции в результате аккреции вещества межзвездной среды и глубокого перемешивания на ветви красных гигантов.

В качестве дополнительных наблюдательных свидетельств в пользу предлагаемой модели химической эволюции шаровых скоплений могут служить результаты следующих исследований: ({) [103], в котором следы нуклеосинтеза, происходившего в сверхновых П-го типа, а затем и в звездах АВГ (причем их относительный вклад коррелирует с металличностью [Ге/Н]), были обнаружены у бедных металлами карликов поля, и было высказано предположение, что эти карлики ранее входили в состав шаровых скоплений- (и) [100], в котором у красных гигантов из М4 был обнаружен избыток бария, [Ва/Ре] = -ЬО.бО. Это говорит об обогащении среды (прото-)скопления элементами продвинутого 8-процесса, а, как известно, именно в звездах АВГ происходит такой процесс.

Время, прошедшее между образованием звезд второго и третьего поколений, равно характерному времени жизни звезд АВГ средних масс, т. е. ~ 10* лет, что пренебрежимо мало по сравнению с возрастами современных КГШО. Оледовательно, в отдельно взятом шаровом скоплении все звезды должны иметь одинаковое значение [Ге/Н] (исключение представляет и> Сеп, в котором за счет его необычно большой массы могли сохраниться продукты взрывов сверхновых второго поколения, что могло привести к наблюдаемым вариациям [Ре/Н]), но (по крайней мере) некоторые из них могут иметь избытки аа^^^^ и другие особенности содержаний, о которых говорилось выше. Детали будут зависеть от скорости образования звезд, начальной функции массы и т. д., но качественно предлагаемая нами модель способна согласованно объяснить все наблюдательные данные об особенностях химического состава звезд шаровых скоплений.

Как было показано в статье [70] (см. раздел 4.1 диссертации), механизм перемешивания Цана также может быть ответственен за особенности химического состава атмосфер ОВ-звезд. Именно, квазистационарные условия в лучистой оболочке массивной звезды ГП приводят к тому, что действия меридиональной циркуляции и турбулентной диффузии в ней почти полностью компенсируют друг друга спустя короткое (тепловое) время. Вследствие этого, а также из-за горизонтальной эрозии химического состава турбулентностью, дополнительное перемешивание в ОВ-звездах оказывается очень медленным, несмотря на их быстрое вращение. Это может объяснить задержку (до 50% от времени жизни ОВ-звезд на ГП) в появлении в их атмосферах продуктов СКО-цикла, на что указывают некоторые наблюдения [127].