Моделирование образования спектральных линий Fe I и оценка содержания железа в космических объектах

• Автор: Галиев, Азамат Канзафарович
• Шифр специальности: 05.13.18
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Уфа
• Количество страниц: 123 с. : ил

ОГЛАВЛЕНИЕ
ВВЕДЕНИЕ
ГЛАВА 1. СОВРЕМЕННОЕ СОСТОЯНИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ 1 В ИЗУЧАЕМЫХ ОБЪЕКТАХ

1. Актуальность определения химического состава.

2. Методы исследования химического состава космических объектов и отказ от гипотезы ЛТР

3. История определения содержания железа.

4. Эволюция звезд

ГЛАВА 2. МЕТОДИКА МОДЕЛИРОВАНИЯ ФОРМИРОВАНИЯ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ 1В УСЛОВИЯХ ОТСУТСТВИЯ ЛТР

5. Основные уравнения.Г.

6. Используемые модели атмосфер.

7. Модель атома железа

8. Программа неЛТР расчетов I и тестовые расчеты.
ГЛАВА 3. ИССЛЕДОВАНИЕ ОБРАЗОВАНИЯ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ 1В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА
9. НеЛГР анализ спектральных линий 1.
. Вычисление эквивалентных ширин спектральных линий
. Содержание железа на Солнце.
ГЛАВА 4. ИССЛЕДОВАНИЕ ОБРАЗОВАНИЯ СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ Е I В АТМОСФЕРАХ ИССЛЕДУЕМЫХ ЗВЕЗД
. НеЛТР анализ линий Бе I звезд Арктур и Процион
. Определение содержания железа в звездах Аркгур и Процион.
. Сравнительный анализ различий в содержании железа в изучаемых объектах
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА


Процессы обогащения межзвездной среды тяжелыми элементами в разные эпохи жизни Галактики, точные представления о распространенности химических элементов, выбор химического элемента как показателя, отражающего возраст Галактики, - это проблемы, требующие исследования для понимания химической эволюции звезд. Ее/Н] рассматривается как показатель возраста звезды. Поэтому при исследовании химической эволюции Галактики традиционно рассматриваются зависимости типа [Х/Бе] в зависимости от [Ее/Н}, где X - любой исследуемый элемент. Вследствие малых масс и медленных темпов эволюции звезды поздних спектральных классов Г, О и К, принадлежащие различным составляющим Галактики, являются очень удобными объектами для изучения эволюции содержания химических элементов в Галактике. О возрасте звезд можно судить по их метапличности [М/Н], т. Р’е/Н]. При исследовании химического состава небесных тел состав солнечной атмосферы обычно принимают в качестве стандарта. Такой выбор естественен. Во-первых, Солнце является наиболее яркой и наиболее близкой звездой, что позволяет выполнять более точные определения содержания химических элементов. Во-вторых, Солнце является звездой Главной последовательности, поэтому химический состав солнечной атмосферы, за исключением некоторых элементов, соответствует химическому составу вещества, из которых сформировалось Солнце. Это подтверждается соответствием химических составов метеоритов и атмосферы Солнца []. Сравнение солнечного химического состава с химическим составом звезд, сформировавшимися в другие эпохи, позволяет изучать эволюцию химического состава Вселенной, а сравнение с химическим составом звезд, находящихся на разных стадиях эволюции, позволяет изучать ядерные реакции, проходящие в недрах звезд, и процессы, приводящие к выносу их продуктов в звёздные атмосферы. Поэтому в данной работе поставлена задача точного определения содержания железа на Солнце с учетом отклонений от локально-термодинамического равновесия, которые присутствуют в линиях нейтрального железа Гс I. Поставленные задачи решались с использованием спектрального анализа исследуемых объектов с учетом отклонений от ЛТР. Не-ЛТР подход является существенным шагом вперёд в интерпретации спектров звезд. И хотя из-за своей сложности он ещё не получил должного распространения, всё же в ближайшем времени этот метод станет основным и незаменимым. Численные трудности, возникающие при этом, заставляют обращаться к упрощенным моделям. Решение проблемы содержания железа в космических объектах зависит как от условий в их атмосферах, так и от тех методов, которые применяются при анализе спектров. Начальный объем информации в области химического состава был накоплен с помощью метода кривых роста. Метод кривых роста состоит в определении зависимости эквивалентной ширины спектральной линии поглощения от числа поглощающих атомов, формирующих эту линию. Этот метод используется, если распределение атомов по уровням энергии соответствует распределению Больцмана. Кривые роста применялись для определения химического состава звездных атмосфер, межзвездных облаков и других объектов с линейчатым спектром в условиях ЛТР. Анализ производится путем сравнения теоретических и полученных из наблюдений кривых роста. Благодаря своей простоте этот метод завоевал широкую популярность. Вместе с тем он был довольно грубым вследствие заложенных в него упрощающих предположений. В частности предполагалось, что все спектральные линии образуются при одних и тех же условиях ЛТР, то есть атмосфера звезды считалась однородной. Теперь рассмотрим условия в звездных атмосферах, при которых могут образовываться спектральные линии. Поле излучения в фотосфере звезд сильно отличается от поля излучения в состоянии термодинамического равновесия, при котором устанавливается детальный баланс, поскольку любой элементарный процесс в системе оказывается уравновешенным соответствующим обратным процессом. Это видно уже из того, что интенсивность излучения в фотосфере зависит от глубины и от направления. Поэтому не может быть и речи о наличии термодинамического равновесия в фотосфере в целом. Даже условия в элементарном объёме фотосферы очень далеки от условий термодинамического равновесия.