Не-ЛТР исследование спектральных линий KI и CaII в излучении атмосфер одиночных и двойных звезд

• Автор: Иванова, Диана Владимировна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Казань
• Количество страниц: 175 с. : ил.

0.1 ВВЕДЕНИЕ
ф 1 Обзор исследований отклонений от JITP в ат.мосферах одиночных
и двойных звезд
1.1 Не-ЛТР эффекты в щелочных н щелочно-земельных элементах в
приложении к анализу химического состава
1.2 Эффекты облучения в двойных системах
2 Методики моделирования
2.1 Метод полной линеаризации и комплекс программ NONLTE'i
^ 2.1.1 Метод полной линеаризации
' 2.1.2 Программный комплекс NONLTE'i
2.1.3 Модификация комплекса программ NONLTE'i
2.2 Баланс функции нагрева и охлаждения и комплекс программ SPЕСТII
3 Не-ЛТР отклонения в атоме KI
3.1 Модель атома К1 и ее тестирование
3.2 Анализ ліпшії КI в спектре Солнца
3.3 Отклонения от ЛТР для К1 в атмосферах звезд различных классов
* 3.4 Анализ содержания калия на разных стадиях эволюции Галактики
3.4.1 Определение эффективной температуры 7’с
3.4.2 Определение поверхностной силы тяжести lg<
3.4.3 Определение содержания железа и скорости мнкротурбу-лентностп
3.4.4 Определение содержания калия и анализ результатов
3.4.5 Не-ЛТР и ЛТР содержания калия
3.4.0 Зависимость [I/F(] - [Ре///]
4 Не-ЛТР отклонения в атоме Call
1.1 Модель атома Call и ее тестирование

4.2 Диализ ліпшії Cal І и спектре Солнца
■1.3 Не-ЛТР отклонения и атоме Cal І її атмосферах облучаемых звезд
■1.3.1 Рентгеновское облучение
■1.3.2 Жесткое ультрафиолетовое облучение TTad = 50000А'
■1.3.3 Мягкое ультрафиолетовое облучение Tra,{ = 15000/С
4.4 Формирование линий CalI в спектрах предкатаклизмнческих переменных
5 ЗАКЛЮЧЕНИЕ

v!*

0.1 ВВЕДЕНИЕ
(* Одним из фундаментальных вопросов астрофизики является вопрос о происхождении и эволюции звезд и вещества в Галактике.
Для определения эволюционного статуса конкретной звезды необходимо знать се основные параметры. Параметрами, определяющими трек звезды на диаграмме Герцшпруига-Рсссела (ГР), являются: светимость Ь и, следовательно, эффективная температура 7'еуу и радиус Я; масса Л/ пли ускорение силы тяжести * Если фундаментальные параметры звезды известны недостаточно точно, то
установить ее положение на днаграме ГР, а значит эволюционный статус, будет весьма затруднительно. Поэтому проблема корректного определения параметров звезд оказывается одной из важнейших в современной астрофизике.
Метод моделей атмосфер в настоящее время является одним из самых перспективных инструментов для исследования излучения одиночных и двойных звезд и определения их фундаментальных параметров. Его несомненным преимуществом является возможность построения моделей с прямым численным учетом 1 х®6" всех физических явлений, влияющих на характеристики излучения. Наиболее эффективным метод моделей атмосфер оказывается при анализе линейчатых спектров, когда большой объем исходных данных при их относительно хорошем качестве позволяет получить наиболее полную информацию о характеристиках звезд, таких как эффективная температура, поверхностная гравитация, металличиость, радиус, поля скоростей на их поверхностях, темпы переноса масс, напряженности магнитных полей и др.
Однако именно при исследовании спектров с применением метода моделей ат-
'* і
мосфер могут возникать существенные ошпикн, если расчеты выполняются в рамках гипотезы локального термодинамического равновесия (ЛТР). Спектральные линии формируются в достаточно высоких слоях атмосферы, где она становится сильно разреженной. Вследствие этого столкиовнтсльныс процессы не могут обеспечивать равновесное распределение атомов по энергетическим состояниям, как это происходит в глубоких слоях.
Между тем, использование методики не-ЛТР расчетов требует большого объема вычислений, и ее применение для массового анализа спектров конкретных звезд затруднительно. Поэтому мы выбрали для анализа атомы, на которых, вероятно, в значительной степени сказываются не-ЛТР эффекты. Выбор, сделанный памп, опирался на не-ЛТР исследования, выполненные для ряда элементов
■19
Лг;. Т.к. н формулы для расчета раднатшшых скоростей (2.10) входит интегральная но частоте величина Jij, введем понятие "чистых" раднатшшых скоростей (разность скоростей переходов г —> j и ] —> г) для перехода
= Л- Аг,Пц
Тогда
бг1 = Л^бЛу - Л'^Яд = Е фп6^к (2.14)

и линеаризованные уравнения статистического равновесия будут иметь вид:
= • (2-15)
Здесь = —(Л)”1 — Лф, А - матрица радпативных и ударных скоростей,
определяемая выражением
Е Лг((Яц + Си) - Е Лг,-(Лл + Сд) = 0. (2.10)
'А/ 'Ат
Путем математических преобразований (см., например, [23], стр. 80), учитывая выражении (2.15), уравнение переноса (2.5) можно записать через поправки
87^ + о( Е + & Е ~ ' (2-1”)
Для определения (^( выражение (2.17) переписывается в виде:
/7 _ ЗА, Я А,, _ г-г _ _ г—, Я А і с гг г—- О А і Г ,
(/ + + ^‘Ж] 1 = ^ *' ~А*' ( 8)
£ £ і?** 4 4^4 *
II, «2, = о«- Аф • (2-19)
1 - единичная матрица. Такое уравнение записывается для частот определенного набора линий, соответствующих лимарилнмпным переходам (т.е. переходам, для которых поле излучения определяется путем совместного решения уравнений переноса и уравнений статистического равновесия), и для всех глубин в атмосфере. Достоинство данного метода в том, что он учитывает взаимное влияние одних глубин на другие и различных частот друг на друга.