НеЛТР-анализ содержаний магния в холодных звездах

• Автор: Шиманская, Нелли Николаевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2001
• Место защиты: Казань
• Количество страниц: 204 с. : ил

Оглавление
0.1 ВВЕДЕНИЕ
1 Основные результаты исследований линий ]%1 в атмосферах звезд
1.1 НеЛТР-расчеты для ]У^
1.2 Проблема содержания магния в холодных звездах
2 НеЛТР-расчеты для
2.1 Описание метода вычислений
2.1.1 Метод полной линеаризации
2.1.2 Программный комплекс ІЧОИЬТЕЗ
2.1.3 Модификация комплекса ИОПЬТЕЗ
2.2 Модель атома MgI и атомные данные
2.2.1 Система атомных уровней MgI
2.2.2 Радиативные скорости
2.2.3 Ударные скорости
2.3 Механизмы отклонений от ЛТР для MgI
2.4 Влияние неопределенностей в атомных параметрах на результаты неЛТР-
расчетов
2.4.1 Полнота модели атома М§
2.4.2 Сечения фотоионизации
2.4.3 Ударное возбуждение электронным ударом
2.4.4 Ударное возбуждение и ионизация атомами водорода

3 Анализ линий Mgl в спектре Солнца
3.1 Теоретические профили спектральных линий
3.2 Наблюдательный материал и методика анализа
3.3 Эмпирическое уточнение атомных параметров
3.3.1 Сечения фотоионизации и ударные взаимодействия с атомами водорода
3.3.2 Константы ван-дер-ваальсовского уширения линий
3.4 Содержание магния в атмосфере Солнца
4 НеЛТР-эффекты в линиях Mgl в широком диапазоне звездных параметров
4.1 НеЛТР-эффекты в эквивалентных ширинах спектрапьных линий Mgl
4.2 Зависимость теоретических неЛТР-поправок к содержанию магния от параметров атмосферы звезды
4.3 Выводы
5 Содержания магния у звезд солнечного типа
5.1 Наблюдательный материал
5.2 Определение параметров атмосфер звезд
5.2.1 Определение эффективной температуры
5.2.2 Определение величины logg
■5.2.3 Определение содержания железа и скорости микротурбулентности .
5.3 Содержания магния у звезд солнечного типа
5.3.1 Не.ЛТР- содержания магния
5.3.2 Зависимость [Mg/Fe]-[Fe/H]
5.3.3 Сравнение с другими авторами
6 ЗАКЛЮЧЕНИЕ

0.1 ВВЕДЕНИЕ

Одной из наиболее интересных проблем современной астрофизики является химическая эволюция Галактики. Механизмы обогащения межзвездной среды тяжелыми элементами в разные эпохи жизни Галактики, тенденции в формировании структуры Галактики (от гало к балджу или диску, от внутренних частей к внешним), выбор химического элемента на роль хронометра, отражающего возраст Галатики, и соотношение ’’возраст-металличность” - это проблемы, требующие исследования. Решением первой из перечисленных задач является анализ химического состава атмосфер звезд, принадлежащих различным составляющим нашей Галактики. При этом, как правило, используют спектральные линии нейтральных атомов из-за отсутствия в видимой части спектра линий соответствующих ионов (например, у щелочных металлов 1л, Ка, К; в холодных звездах - у Mg, 81), а также из-за более высокой точности атомных данных для них. Массовые расчеты содержания элементов обычно проводят в рамках гипотезы локального термодинамического равновесия. В условиях ЛТР любой элементарный процесс в определенной части системы оказывается уравновешенным соответствующим обратным процессом. Гипотеза ЛТР сильно облегчает проведение расчетов величин 14;, так как при этом используются соотношения Больцмана и Саха. Отклонения от ЛТР в заселении атомов по состояниям могут быть вызваны, например, ионизацией атомов ультрафиолетовым потоком, выходящим из глубоких и горячих слоев атмосферы звезды; инфракрасной фоторекомбинацией электронов на верхние уровни атома, близкие к континууму; спонтанными каскадными переходами из верхних состояний на нижележащие; перераспределением атомов по состояниям благодаря фотовозбуждениям. Для неЛТР-задачи необходимо совместное решение уравнений переноса излучения и статистического равновесия для описания распределения атомов по стадиям ионизации и состояниям возбуждения. Конкретные причины, обуславливающие существование неЛТР-эффектов в спектральных линиях, определяются конкретными условиями в атмосфере звезды и структурой атомных уровней.
В атмосферах Б-К звезд легкоионизуемые атомы (с потенциалом ионизации меньше

линейные путем разложения их в ряд по всем переменным с точностью до первого порядка. Т.е. каждая переменная X представляется как X = Хй + SX, где Ха - текущее значение, а 8Х определяется итеративно. Другими словами, появление возмущения одной переменной приводит к возникновению возмущения в других. При корректно заданных начальных данных задача сходится за определенное число итераций. Впервые этот подход был использован Ауэром и Михаласом [7] для решения общей неЛТР-задачи, т.е. для расчета неЛТР-моделей атмосфер. В настоящей работе метод линеаризации используется для решения так называемой ограниченной неЛТР-задачи, т.е. при расчете статистического равновесия для атомов исследуемого химического элемента при заданной модели атмосферы звезды. В этом случае уравнение гидростатического равновесия и условие лучистого равновесия не решаются, так как давление и радиальное распределение температуры зафиксированы моделью атмосферы. Исключение этих уравнений возможно в том случае, если атомы исследуемого ’’примесного” элемента не влияют на структуру атмосферы. За редким исключением такими элементами являются практически все тяжелые элементы, содержание которых на несколько порядков ниже, чем содержание водорода и гелия.
2.1.1 Метод полной линеаризации
Перечислим кратко основные этапы и формулы общей стратегии решения ограниченной неЛТР-задачи методом полной линеаризации. Можно выделить следующие уравнения, позволяющие познакомиться с идеей используемого в настоящей работе метода расчетов (более подробную информацию можно найти в работах H.A. С-ахибуллина [134], [135]).
I. Уравнение переноса излучения, записанного для каждой частоты внутри профиля линии или континуума, представляется как уравнение второго порядка:
(2.1)

dr? ~ v Xи