Эффекты отклонения от условий локального термодинамического равновесия в атмосферах М-гигантов

• Автор: Павленко, Яков Владимирович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1983
• Место защиты: Киев
• Количество страниц: 107 c. : ил

ГЛАВА I. ЗВЕЗДЫ-ГИГАНТЫ СПЕКТРАЛЬНОГО

КЛАССА М

§1.1. Общая характеристика

§1.2. Массы, светимости, эффективные

температуры

§1.3. Модели атмосфер: предположения

и приближения

§1.4. Модели атмосфер М-гигантов в

настоящей работе

Глава II. МЕТОДИКА РАСЧЕТА ИОНИЗАЦИОННОГО

РАВНОВЕСИЯ В АТМОСФЕРАХ М-ГИГАНТОВ

ПРИ ОТКАЗЕ ОТ ЛТР
§2.1. Расчет модели атмосферы в рамках ЛТР
§2.2. Решение НЛТР задачи
§2.3. Модели атомов, атомные и молекулярные константы, сечения процессов
Глава III. ЭФФЕКТЫ ОТКЛОНЕНИЯ ОТ УСЛОВИЙ ЛТР
В АТМОСФЕРАХ М-ГИГАНТОВ
§3.1. Определение населенностей уровней '
атома из решений НЛТР задачи
§3.2. Решение НЛТР задачи для магния
§3.3. Радиативный баланс в переходах
§3.4. Ионизационное равновесие в атмосферах
звезд поздних спектральных классов

§3.5. Рассчитанное ионизационное состояние металлов как функция задаваемых
параметров НЛТР задачи
§3.6. Модели атмосфер звезд М-гигантов с НЛТР ионизационным равновесием.
Сравнение с ЛТР моделями
§3.7. Ионизационное состояние металлов
в атмосферах М-гигантов
§3.8. НЛТР ионизационное равновесие и ЛТР диссоциативное равновесие
молекул
§3.9. Выводы
ЗАКЛВДЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА

В теории атмосфер звезд для вычисления наблюдаемых величин используются различные приближенные представления и решения.
Ситуация для звезд поздних спектральных классов усложняется тем, что процессы, которые определяют физическое состояние вещества в их атмосферах, отличаются большим разнообразием,чем для горячих звезд. Для описания этих процессов часто используются эмпирические формулы. Применение упрощений приводит к тому, что теоретические модели весьма приближенно описывают физическое состояние вещества в реальных атмосферах.
Упрощением является и использование гипотезы о наличии в атмосфере звезды локального термодинамического равновесия (ЛТР). Термином ЛТР обозначают такое состояние вещества, когда в окрестностях каждой точки существуют условия, подобные условиям термодинамического равновесия при локальной температуре. Применение концепции ЛТР оправдано, если средняя длина пробега атома или фотона в веществе намного меньше расстояний, на которых становятся значительными изменения физических параметров вещества.
Численные расчеты показывают, что приближение ЛТР с высокой точностью применимо не только для внутренних слоев звезд, но и для глубоких слоев звездных атмосфер. Однако строго предположение о наличии ЛТР не выполняется даже для центральных областей звезд. Во внешних слоях атмосфер звезд длины пробегов фотонов сравнимы с характерными шкалами высот. Здесь условия в среде отличаются от ЛТР в заметной степени. Определить физи-

Нами были рассмотрены различные приближения для расчета радиативных коэффициентов уравнения стационарности при ограничивающих условиях радиативного баланса в соответствующих переходах. На примере решения НЛТР задачи для магния в атмосфере гиганта М2 Ш было исследовано влияние этих приближений на величину , населенности уровней, изменение функции источников для переходов магния с глубиной в атмосфере.
Сначала была решена „полная" НЛТР задача для магния (см. предццущий параграф). Здесь уравнение переноса излучения решалось в частотах всех переходов как связанно-связанных, так и связанно-свободных.
Затем решалась та же НЛТР задача с той же моделью атома и моделью атмосферы, но в предположении, что в связанно-связанных переходах имеется радиативный баланс в различных вариантах.
Сравнение с результатами решения полной НЛТР задачи дало возможность определить такое цриближение радиативного баланса в переходах, применение которого в наименьшей степени изменяет величины, характеризующие ионизационное состояние магния.
В дальнейшем будет широко использоваться понятие радиатив-ной температуры Тг • Это температура, при которой средняя интенсивность излучения на данной частоте следует формуле Планка
которую уместно назвать плотностью дивергенции потока излучения (см.Томас, 1960; Атей, 1972; Павленко, 1983). Действитель-
(3.13)
Определим вел1