Химическая структура атмосфер магнитных пекулярных звезд

• Автор: Рябчикова, Татьяна Александровна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 136 с. : 54 ил.

Оглавление
Введение

1 Методы и средства анализа звездных спектров

1.1 Венская база атомных параметров спектральных линий

1.1.1 Классификация линий двукратно-ионизованного атома неодима (Nd III)

1.1.2 Вероятности переходов (силы осцилляторов) линий Gall

1.2 Методы расчета моделей атмосфер звезд

1.2.1 Метод ODF

1.2.2 Метод OS

1.2.3 LL метод учета поглощения в линиях. Программа LLmodels

1.3 Методы анализа химического состава звездных атмосфер
1.3.1 Расчет содержания химических элементов по эквивалентным ширинам линий
1.3.2 Спектральный синтез
1.3.3 Сравнение с наблюдениями
1.3.4 Программы стратификационного анализа химического состава
1.4 Выводы
2 Химический состав атмосфер магнитных пекулярных (Ар) звезд
2.1 Наблюдения и обработка спектров
2.2 Определение параметров модели звездной атмосферы и оценка ошибок
2.2.1 Определение скорости вращения
2.2.2 Определение магнитного поля и учет влияния магнитной интенсификации
2.3 Химический состав атмосфер Ар звезд в интервале температур 6400-12000 К
2.3.1 Температурное поведение содержания элементов Si, Са, Cr, Fe в атмосферах магнитных пекулярных звезд
2.3.2 Сравнение с предсказаниями диффузионной теории
2.3.3 Редкоземельные элементы в атмосферах Ар звезд
2.4 Выводы

3 Стратификация химических элементов в атмосферах пекулярных звезд
3.1 Наблюдательные проявления химической стратификации
3.2 Анализ вертикального распределения элементов в атмосферах магнитных химически пекулярных звезд
3.2.1 Выбор спектральных линий
3.2.2 Стратификация Бі
3.2.3 Сравнение с диффузионными расчетами
3.3 Стратификация редкоземельных элементов в атмосферах холодных пекулярных звезд
3.4 Стратификация Са и изотопов Са в атмосферах Ар звезд
3.5 Выводы
4 Моделирование пульсирующей магнитной звезды ШЭ 24712
4.1 Наблюдение пульсаций в атмосфере НО 24712
4.2 Самосогласованная эмпирическая стратификационная модель атмосферы
НБ 24712
4.3 Распространение пульсационной волны в слоистой атмосфере
4.4 Выводы
Заключение
Литература
Приложение № 1 к Главе II
Приложение № 2 к Главе III
Приложение №3 к Главе IV

Введение
Химически пекулярные звезды (СР БІаге) являются звездами верхней части главной последовательности, которые имеют в спектрах аномально сильные линии некоторых химических элементов (Не, Нц, Мп, Зі, Сг, Бг, Ей). Такие особенности в спектрах этих звезд были замечены еще в конце XIX века при работе с классификацией звезд по Гарвардским пластинкам и были отмечены буквой ’Р Все СР звезды разделяются на две большие группы: магнитные (Вр-Ар или в более общем виде Ар) и немагнитные (ЩМп и Ат звезды). В атмосферах НдМп и Ат (звезды с усиленными линиями металлов) глобальных магнитных полей не зарегистрировано. На диаграмме Герцшпрунга-Раесела (ГР) все СР звезды расположены в полосе Главной Последовательности (ГП) в интервале температур примерно от 17000 до 0000 К, причем самыми горячими являются ІІе-йНоїщ звезды, а самыми холодными - ЗгСгЕц, Ат и Бг- звезды. По кинематическим характеристикам СР звезды принадлежат тонкому диску Галактики с возрастом около 109 лет. Магнитные звезды (Ар/Вр) - это подкласс СР звезд ГП, в атмосферах которых зарегистрировано крупномасштабное магнитное поле. В первом приближении геометрия магнитного поля может быть представлена магнитным диполем или комбинацией диполь + квадруполь. Как и другие СР звезды магнитные звезды имеют в спектрах аномально усиленные или ослабленные (например, линии Неї) линии некоторых химических элементов. Магнитные звезды расположены в центральной части ГП в диапазоне спектральных классов В5 - Р5 (4 - 1.5 масс Солнца; 15000 - 6500 К по эффективной температуре), и обычно они разбиваются на группы, название которых определяется химическим(н) элементом(ами) с наиболее аномальной интенсивностью линий в спектре. В порядке убывания температуры это группы Но-зНчищ, Не-¥сик (усиленные и ослабленные линии гелия), Бі, 5іСг, СгЕи, ЭгСгЕи звезд. Магнитные звезды составляют 10 - 12 % от нормальных звезд в спектральном диапазоне В5 - АО с резким уменьшением до одного процента относительного числа в сторону поздних спектральных классов от АО до Р5. Впервые магнитное поле на звезде (не путать с магни тным полем солнечных пятен) было измерено американским астрофизиком Хорасом Бэбкоком в 1947 году по смещению спектральных линий в поляризованном свете, вызванному эффектом Зеемана. В наблюдениях с Зссмановеким анализатором, который позволяет регистрировать отдельно спектры в разном состоянии круговой и линейной но-

Очевидно, что скорость счета является одной из критических проблем для технологии LL. Время счета зависит в первую очередь от выбора шага по частоте и количества спектральных линий, которые необходимо принять в расчет. Число таких линий может быть очень большим, особенно в УФ области спектра. Для корректного учета эффектов блендирования при вычислении коэффициента линейчатой непрозрачности на данной длине волны приходится учитывать вклад от всех близлежащих линии, поэтому необходимо выбрать некое окно по длине волны, в пределах которого учитывать только те линии, которые в него попадают. Поскольку крылья подавляющего большинства атомных линий лежат в пределах нескольких ангстрем, нет необходимости рассчитывать их профили вне пределов некоторого конкретного значения ДЛ, где величина непрозрачности, производимой данной линией, становиться пренебрежимо малой. Экспериментально было найдено, что величина ДА = 2.5 А вполне достаточна для большинства линий. Таким образом, для вычисления коэффициента непрозрачности на данной длине волны Л, в LLmodels иризводится суммирование поглощения от всех линий, лежащих в пределах ±2.5 А от А. Подобный подход был реализован в комплексе программ STARSP (Tsymbal, 1996).
Учет широких линий, таких как линии водорода, линии Н и К Call и т.д., производится отдельно. Перед расчетом модели оценивается величина поглощения от каждой линии па расстояниях ±2.5 А от ее центра, и если она оказывается достаточно большой, данная линия помечается как "широкая" и ее учет производится в отдельном блоке программы. Процедура тестирования линии па "ширину" занимает несколько минут на современных персональных компьютерах при числе линий порядка полумиллиона и не представляет проблем.
Программа LLmodels основана на модифицированных блоках таких программ, как ATLAS9 (Kiirucz, 1993а), ATLAS12 (Kurucz, 1993b), а также на блоках по расчету линейчатой непрозрачности программы STARSP (Tsymbal, 1996). LLmodels написана полностью на языке FORTRAN 90 и может выполняться на трех платформах: Linux, Windows и Mac OS X. Программа предназначена для расчетов моделей атмосфер звезд ранних и средних спектральных классов с учетом их индивидуального химического состава, стратификации химических элементов с глубиной и эффектов магнитного поля.
Одной из основных задач LL-метода является попытка избавления от какой бы то ни было статистики при расчете коэффициента линейчатой непрозрачности. Отличия