Содержание к диссертации
Введение
ГЛАВА I. ЗВЕЗДЫ-ГИГАНТЫ СПЕКТРАЛЬНОГО КЛАССА 8
1.1. Общая характеристика 8
1.2. Массы, светимости, эффективные температуры 9
1.3. Модели атмосфер: предположения и приближения II
1.4. Модели атмосфер М-гигантов в настоящей работе 16
ГЛАВА II. МЕТОДИКА РАСЧЕТА ИОНИЗАЦИОННОГО РАВНОВЕСИЯ В АТМОСФЕРАХ М-ГИГАНТОВ ПРИ ОШЗЕ ОТ ЛТР 20
2.1. Расчет модели атмосферы в рамках ЛТР 21
2.2. Решение НЛТР задачи 24
2.3. Модели атомов, атомные и молекулярные константы, сечения процессов 27
ГЛАВА III. ЭФФЕКТЫ ОТКЛОНЕНИЯ ОТ УСЛОВИЙ ЛТР В АТМОСФЕРАХ М-ГИГАНТОВ
3.1. Определение населенностеи уровней ' атома из решений НЛТР задачи 35
3.2. Решение НЛТР задачи для магния 44
3.3. Радиативный баланс в переходах 49
3.4. Ионизационное равновесие в атмосферах звезд поздних спектральных классов 64
3.5. Рассчитанное ионизационное состояние металлов как функция задаваемых
параметров НЛТР задачи 70
3.6. Модели атмосфер звезд М-гигантов с НЛТР ионизационным равновесием.
Сравнение с ЛТР моделями 76
3.7. Ионизационное состояние металлов в атмосферах М-гигантов 84
3.8. НЛТР ионизационное равновесие и ЛТР диссоциативное равновесие молекул 85
3.9. Выводы 91
ЗАКЛШЕНИЕ 95
ЛИТЕРАТУРА 98
- Массы, светимости, эффективные температуры
- Расчет модели атмосферы в рамках ЛТР
- Определение населенностеи уровней ' атома из решений НЛТР задачи
Введение к работе
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- ческое состояние атомов и ионов в этом случае можно, решив совместную систему уравнений стационарности переноса излучения, т.е. решив ШІТР задачу. Однако во многих случаях использование приближения ЛТР и для таких слоев атмосферы оправдано, поскольку сечения элементарных процессов, которые определяют физическое состояние вещества, часто известны с невысокой точностью.
Настоящая работа посвящена рассмотрению ионизационного равновесия для условий атмосфер М-гигантов при учете отклонений от ЛТР. Термин «ионизационное равновесие" будет в дальнейшем применяться для описания равновесного состояния всех ионов, атомов и свободных электронов в атмосфере звезды. Для описания равновесного состояния ионов и атомов какого-либо элемента в атмосфере звезды будем употреблять понятие «ионизационное состояние элемента".
Вследствие низкой температуры в атмосферах красных звезд степень ионизации водорода и гелия в них невелика. Концентрация свободных электронов в этом случае определяется ионизацией наиболее распространенных элементов с небольшими потенциалами ионизации - натрия, магния, кальция и др. металлов.
Решение задачи разбивается на следующие четыре этапа: а) получение классических моделей атмосфер в приближении ЛТР; б) решение НЛТР задач для элементов - поставщиков электро нов: кремния, алюминия, магния, натрия, железа, кальция; в) расчет ионизационного равновесия в атмосферах М-гиган тов без использования концепции ЛТР. В этом шаге решения ис пользуются результаты предыдущих пунктов; г) расчет моделей атмосфер с учетом результатов расчета НЛТР ионизационного равновесия. *» D —
Нами было рассчитано 8 самосогласованных моделей звездных атмосфер (4 модели с ионизационным равновесием в приближении ЛТР и 4 модели для случая, когда ионизационное состояние металлов определялось из решения соответствующих НЛТР задач). Модели атмосфер в рамках ЛТР рассчитывались при помощи методики, реализованной в программе ATLAS 5 (Куруч, 1970) и ее модификациях. Для НЛТР расчетов версия этой программы SAH1 (Райт, 1975) была соответствующим образом модифицирована нами ,
Актуальность работы заключается в следующем.
Настоящую работу можно представить в качестве одного из этапов разработки алгоритма построения адекватных моделей атмосфер звезд поздних спектральных классов. Сейчас эта задача приобретает исключительное значение, поскольку точный количественный анализ звездных спектров можно проводить только на основе использования достаточно правдоподобных моделей звездных атмосфер.
Расчет ионизационного равновесия в атмосферах звезд поздних спектральных классов при отказе от ЛТР имеет важное значение для широкого круга задач теоретической астрофизики. Электронная плотность
Учет взаимодействия излучения и вещества оказывает значительное влияние на величины рассчитываемых концентраций,особенно концентраций легкоионизируемых элементов, что необходимо учитывать при разного рода численных расчетах.
На защиту соискателем выносятся следующие результаты.
Выше уровня формирования непрерывного спектра в атмосферах М-гигантов наблюдается явление избыточной ионизации металлов-поставщиков электронов (по сравнению с ЛТР). Величина переионизации элемента зависит от степени его ионизации в условиях ЛТР.
Показано, что электронная плотность в областях атмосферы выше уровня формирования нецрерывного спектра заметно (до трех раз) увеличена по сравнению со случаем ЛТР.
Найдено, что такое увеличение концентрации свободных электронов мало влияет на распределение температуры в моделях атмосфер М-гигантов ( -=г -^ 1%). При этом -== пропорционально относительным изменениям в величине электронной плотности.
Для четырех М-гигантов рассчитаны модели атмосфер с НЛТР ионизационным равновесием. * о —
Массы, светимости, эффективные температуры
Данные теории внутреннего строения звезд свидетельствуют о том, что на ветви красных гигантов находятся звезды с массами ЗМ (Тцуджи, 1981 ). Однако массы звезд М 2 М0 не могут быть согласованы с данными о светимостях таких гигантов, которые получены из наблюдений - у звезд с массами больше солнечной радиусы не достаточны, чтобы обеспечить наблюдаемую величину светимости. Такие звезды не попадают на ветвь красных гигантов, а располагаются ниже нее(Хянни, 1982). Сейчас считается, что звездные массы М I MD наилучшим образом удовлетворяют наблюдаемым величинам светимостей М-гигантов. С другой стороны, некоторые исследования показывают, что примерно у 3($ М-гигантов массы М I М (Мерчант,1967). Такое же распределение М-гигантов по массам необходимо принять,чтобы объяснить различия наблюдаемых величин содержания лития в атмосферах М-гигантов разных спектральных подклассов (Хянни, 1981).
Результаты спектрофотометрических исследований позволили рассчитать болометрические поправки и более точно определить место этих звезд на диаграмме Герцпрунга-Рассела (Джонсон, 1966; Дик и др. 1974).
Тувикене, 1981; .Бом-Витензе, 1981). Это стало возможным,прежде всего, благодаря развитию традиционных методов измерения угловых размеров звезд % , таких, как метод покрытий Луной (Натер, Эванс, 1970; Харвуд и др., 1975), амплитудной интерферометрии (Кюри и др., 1974), который представляет модификацию метода фазовой интерферометрии (Майкельсон, Пизе, 1921). Появились принципиально новые методы измерения Ш , такие, как интерферометрия интенсивностей (Хэнбари Браун и др.,1974), спекл-интер ферометрия (Лабейри, 1970), спекл-фотометрия (см. Грей, І9Ш). Зная 9 , можно, после определения абсолютной болометрической звездной величины звезды, вычислить Тэфф. Продолжают развиваться также полуэмпирические методы определения Тэфф« В последнем случае для нахождения теоретического распределения энергии в спектре звезды приходится привлекать модельные расчеты. Сравнение теоретически рассчитанного и наблюденного распределения энергии дает возможность определить Т звезд (Тцуджи, 1978, 1981).
Расчет модели атмосферы в рамках ЛТР
Для расчета моделей атмосфер М-гигантов применялась известная и широко используемая программа SAM4. (Райт, Эйгирос,1975; Райт, 1975), которая является модификацией программы ATLAS5 (Куруч, 1970). Программа SAM-1 была модифицирована Я.Ситска, что дало возможность использовать ее для расчета на ЭВМ типа ЕС. Т.Киппером и Я.Ситска были включены некоторые дополнительные источники непрозрачности (см.ниже). Был также произведен перерасчет таблиц Ъго&г" т (Т ) (Киллер и Ситска, 1981). Все это дало возможность рассчитывать модели атмосфер М-гигантов в плоскопараллельном приближении с учетом молекулярного поглощения. В дальнейшем этот вариант программы будет обозначаться SAM±c .
Определение населенностеи уровней ' атома из решений НЛТР задачи
Изучение строения и свойств атмосфер звезд основывается на наших знаниях о физическом состоянии вещества в них. Исторически первыми были попытки интерпретировать физическое состояние вещества в звездных атмосферах на основе представлений о термодинамическом равновесии излучения абсолютно черного тела. Однако, как оказалось, такое приближение весьма грубое для определения свойств атмосфер звезд. Главная причина этому - наличие в атмосферах звезд градиентов физических параметров - температуры, давления, плотности, непрозрачности. При более общем подходе к решению задачи определения физического состояния вещества в значительной степени возрастает сложность математического аппарата, необходимого для моделирования элементарных процессов, происходящих в атмосфере. Поэтому были предприняты попытки найти такое приближение, применение которого позволило бы обойти эти трудности. Определенные успехи теории звездных атмосфер были достигнуты благодаря использованию концепции локального термодинамического равновесия (ЛТР). По классическому определению ЛТР - это такое состояние вещества, при котором распределение частиц по скоростям описывается формулой Максвелла, населенности уровней атомов и молекул распределены согласно формулам Больцмана и Саха. Другими елоами, при ЛТР все состояния атомов, ионов, молекул населены как при точном термодинамическом равновесии. Это равновесие можно охарактеризовать значением локальной температуры Т, которая считается равной электронной температуре Те и кинетической температуре других частиц Тк. При этом интенсивность излучения может быть отличной от планковского континуума. Это означает, что в рамках ЛТР не учитывается обратная связь между полем изл$гчения и веществом.
