Содержание к диссертации
0.1 ВВЕДЕНИЕ 4
1 Обзор исследований отклонений от ЛТР D одиночных и двойных звезд. 13
1.1 Не-ЛТР эффекты в щелочных л щелочно-земельных элементах в приложении к анализу химического состава 14
1.2 Эффекты облучения в двойных системах 28
2 Методики моделирования. W
2.1 Метод полной линеаризации и комплекс программ NONLTEW. \\
2.1.1 Метод полной линеаризации 4G
2.1.2 Комплекс NONLTEZ 50
2.1.3 Модификации комплекса программ NONLTE i 53
2.2 Баланс функции нагрева и охлаждения и комплекс программ SPECTR. 56
3 Не-ЛТР отклонения в атоме KI. 63
3.1 Модель атома КI и ее тестирование fi3
3.2 Анализ линии А / к спектре Солнца 73
3.3 Отклонения от ЛТР для К J и атмосферах зпезд различных классов. 85
3.4 Анализ содержания калия на разных стадиях эволюции Галактики.
3.4.1 Определение эффективной температуры rI\/j 03
3.4.2 Определение поверхностной силы тяжести \gg 95
3.4.3 Определение содержания железа, и скорости микротурбу-лентностп 9G
.4.4.4 Определение содержания калия и анализ результатов 90
3.4.о Не-ЛТР и ЛТР содержания калия 97
3.4.G Заниснмость \K/Fc] - [Fc/II] 101
4 ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Введение к работе
Одним из фундаментальных поиросоп астрофизики является «опрос о происхождении и эволюции звезд и вещества и Галактике.
Для определения эволюционного статуса конкретной звезды необходимо знать се основные параметры. Параметрами, определяющими трек звезды па диаграмме Гсршппрупга-Рссссла (ГР), являются: светимость L п, следовательно, эффективная температура 1\JJ н радиус її; масса М или ускорение силы тяжести д\ химический состав по числу атомов lg = lg(jYfi/jV;/) + 12. Среди этих параметров выделяют так называемые фундаментальные: 1\JJ, Л/ и Я.
Если фундаментальные параметры звезды известны недостаточно точно, то установить ее положение на диаграмс ГР, а значит эволюционный статус, будет весьма затруднительно. Поэтому проблема корректного определения параметров звезд оказывается одной из важнейших п современной астрофизике.
Метод моделей атмосфер D настоящее время является одним из самых перспективных инструментов для исследования излучения одиночных и двойных звезд и определения их фундаментальных параметров. Его несомненным преимуществом является возможность построения моделей с прямым численным учетом всех физических явлении, влияющих на характеристики излучения. Наиболее эффективным метод моделей атмосфер оказывается при анализе линейчатых спектров, когда большой объем исходных данных при их относительно хорошем качестве позволяет получить наиболее полную информацию о характеристиках звезд, таких как эффективная температура, поверхностная гравитация, мсталлпчность, радиус, поля скоростей на их поверхностях, темпы переноса масс, напряженности магнитных полей и др.
Однако именно при исследовании спектров с применением метода моделей атмосфер могут возникать существенные ошибки, если расчеты выполняются и рамках гипотезы локального термодинамического равновесия (ЛТР). Спектральные линии формируются в достаточно высоких слоях атмосферы, где она становится сильно разреженной. Вследствие этого столкновптельпые процессы не могут обеспечивать равновесное распределение атомов но энергетическим состояниям, как это происходит в глубоких слоях.
Между тем, использование методики не-ЛТР расчетов требует большого объема вычислений, и се применение для массового анализа спектров конкретных звезд затруднительно. Поэтому мы выбрали для анализа атомы, па которых, вероятно, в значительной степени сказываются не-ЛТР эффекты. Выбор, сделанный нами, опирался па пе-ЛТР исследования, выполненные для ряда элементов n последние годы.
Наиболее полное изучение отклонении от ЛТР проводилось в это время дли атомов щелочных и шел очно-земельных элементов, которые имеют только один или дна патентных электрона, н их модели атома отличаются относительной простотой. Исследования для атомов /л, Лг«, Л/, А , Мд, С«, Si\ Ви показало, что ионизационное раыювесне атом/ион не описывается формулой Саха. Это приводит к изменению эквивалентных ширин спектральных линии, в том числе слабых, что, в свою очередь, влияет на значения физических параметров звездных атмосфер, получаемых по этим линиям. Взаимосвязь между сложной" системой уровней определяется многочисленными процессами, роль которых заранее предсказать невозможно. Кроме того, интенсивность линии зависит не только от иа-селенностей уровней, но и от оптической глубины ее формирования. Поскольку в первом приближении оптическая глубина пропорциональна населенности нижнего уровня линии, то при отклонении последней величины от равновесного значения происходит изменение теоретической интенсивности линии. Все это приводит к выводу о том, что о влиянии не-ЛТР эффектов на определяемое содержание элементов можно сказать лишь после соответствующих не-ЛТР расчетов.
Однако современное развитие методологии пс-ЛТР моделирования и понимание механизмов формирования равновесных состоянии уже позволяет делать прогнозы значимых отклонений от ЛТР для химических элементов, на основе предварительного анализа их атомарных данных. Проиллюстрируем это заключение на конкретном примере.
Сечения ионизации атомов и ионов, находящихся в неосновной стадии ионизации, являются важнейшим фактором, влияющим на ионизационное равновесие. В табл. 0.1 для отдельных элементов приведены значения порогового сечения lgov0 для основного состояния и отклонения от ЛТР в содержаниях i\]g по сильным линиям в атмосферах G-зиезд. Видно, что элементы, имеющие сечения ионизации вне границ, даваемых значениями 7„0(Ы1) и a Nal), должны иметь существенные отклонения от ЛТР.
Важной предпосылкой к проведению наших исследовании явилась возникшая только в последние годы возможность использовать их результаты для анализа наблюдаемых ліпшії КІ и Call в спектрах конкретных объектов.
Практически единственной реально пригодной для изучении линией нейтрального калия является одна из компонент А 7699 Л его резонансного дублета. Однако, эта линия лежит в ПК части спектра, и поэтому стала доступной для практического применения совсем недавно, с появлением сонременпых цифровых методов регистрации излучения на ПЗС-матрпцах. В этой ситуации наши оценки не-ЛТР отклонений в ЛИНИЯХ КI позволят предупредить возможные ошибки при определении содержали її данного элемента п приближении Л ТР.
Отклонения от ЛТР п ионе Call интересны для изучения в приложении к облучаемым атмосферам. Линии II и К Call являются наиболее сильными линиями металлов для широкого диапазона температур Tejj = 4000 - 12000Л и часто используются в исследованиях хромосфер Солнца и одиночных звезд поздних спектральных классов. Результаты этих исследований показывают, что линии ионизованного кальция являются хорошими индикаторами хромосферної! структуры. Одновременно авторы этих исследований указывают па существование очевидных отклонений от ЛТР п ядрах линий Call, приводящих к ослаблению эмиссионных компонент. Поэтому исследование не-ЛТР эффектов в этих линиях позволят оценить их пригодность для анализа температурных распределений в облучаемых атмосферах звезд в ТДС.
В заключение заметим, что нон Call и атом KI имеют относительно простую структуру термов н набор атомных параметров, установленных с хорошей точностью. Данный факт позволяет надеяться, что результаты расчетов будут характеризоваться высокой точностью и достоверностью.
В связи со всем вышесказанным отметим, чю основной целью работы является исследование формирования ліпшії КI и Call в атмосферах звезд поздних Таблица 0.1: Сечения фоіоіюішзашш и не-ЛТР поправки в содержаниях дли разных элементе», определенные по сильным линиям її атмосферах С-зиезд.
Важной предпосылкой к проведенню наших исследовании мнилась возникшая только в последние годы возможность использовать их результаты для анализа наблюдаемых ліпшії КІ н Call и спектрах конкретных объектов.
Практически единственной реально пригодной для изучения линией нейтрального калия является одна из компонент А 7699 Л его резонансного дублета. Однако, эта линия лежит в ПК части спектра, п поэтому стала доступной для практического применения совсем недавно, с появлением современных цифровых методов регистрации излучения на ПЗС-матрпцах. ЕІ этой ситуации наши оценки не-ЛТР отклонении в линиях КЇ позволят предупредить возможные ошибки при определении содержаний данного элемента в приближении ЛТР.
Отклонения от ЛТР и ноне Call интересны для изучения в приложении к облучаемым атмосферам. Линии II и К Call являются наиболее сильными линиями металлов для широкого диапазона температур Te/j = 4000 - 12000Л и часто используются в исследованиях хромосфер Солнца и одиночных звезд поздних спектральных классов. Реззльтаты этих исследований показывают, что липни ионизованного кальция являются хорошими индикаторами хромосферної! структуры. Одновременно авторы этих исследований указывают на существование очевидных отклонений от ЛТР в ядрах линий Call, приводящих к ослаблению эмиссионных компонент. Поэтому исследование не-ЛТР эффектов в этих линиях позволят оцепить их пригодность для анализа температурных распределений в облучаемых атмосферах звезд в ТДС.
В заключение заметим, что ион Call и атом KI имеют относительно простую структуру термов и набор атомных параметров, установленных с хорошей точностью. Данный факт позволяет надеяться, что результаты расчетов будут характеризоваться высокой точностью и достоверностью.
Научная новизна работы заключается в следующем:
1. Впервые выполнен детальный анализ статистического равновесия п атоме калия в (Л-Л )-звездах для карликов и гигантов разной металлпчности.
2. Вычислены теоретические не-ЛТР поправки к содержанию калия дли 5 спектральных ліпшії КІ в широком диапазоне звездных параметров: Tejj — 4000 - 10000А , lg5 = 0.0 - 4.5, [М/Н] = (0.0) - (-2.0).
3. Впервые на основе однородного набора наблюдательных данных и параметров звезд, полученных соавторами, определены методом дифференциального анализа не-ЛТР содержании калия у 33 звезд диска Галактики.
4. Исследовано не-ЛТР формирование спектральных ліпшії Call в атмосферах звезде Tfff = 1000, СО00 и 10000Л , Igy = 1.0, [М/Н] = 0, облучаемых внешним рентгеновским, жестким и мягким ультрафиолетовым излучением.
5. С учетом внешнего облучении и отклонении от ЛТР рассчитаны профили линий Call в спектрах предкатаклнзмических переменных BE UMa, EG V Ma, MS Peg и IIR Cam, а также кривые изменения их эквивалентных ширин с фазами орбитальных периодов.
Актуальность проблемы.
С начала 90-х годов произошел переход к использовании) высокочувствительных цифровых приемников излучения (ПЗС-матриц), позволивший многократно повысить объем и качество получаемых наблюдательных данных. В связи с этим возросли требования к соответствующим теоретическим расчетам, для выполнения которых уже имеются падежные методы определения фундаментальных параметров звезд, обширные сетки моделей звездных атмосфер, качественные и однородные атомные данные для большого количества химических элементов. Однако, для получения высокоточных результатов необходимо учитывать также процессы, приводящие к отклонениям от термодинамического равновесия, роль которых для некоторых атомов особо велика. Таким образом актуальность наших исследовании вызвана возросшим качеством наблюдений и необходимостью обеспечить максимальную точность их теоретического анализа.
Достоверность результатов, полученных в данной работе, подтверждается:
1. Выполненными тестовыми расчетами по проверке влияния атомных данных различных типов, моделей атмосфер звезд и методики моделирования.
2. Совпадением теоретических профилей с наблюдаемыми в Атласе Солнца для максимальных наборов ліпшії КІ и Call.
3. Найденной четкой зависимостью [I\/Fe]-[Fc/II] для 33 звезд диска Галактики, согласующейся с результатами опубликованных модельных расчетов химической эволюции Галактики.
4. Согласием наблюдаемых и теоретических кривых изменения эквивалентных ширин линий Call с фазами орбитальных периодов тесных двойных систем EG UMa, MS Рад, IIR Cam.
Научное значение имеют:
- вывод о существовании состояния сильной "сверхрекомбинацип" для атомов 1\ I и атмосферах всех звезд (Л-Д/)-классов.
- вывод о применимости линий Call для анализа эффектов отражения и определения содержаний кальция и параметров тесных двойных систем с холодными белыми карликами (15000 1\ц 35000Л ) в рамках приближения ЛТГ.
Методическое значение имеют:
- методики расчетов иаселешюстей энергетических уровней KI и Call, профилей и эквивалентных ширин их спектральных линий и содержания калия и кальцин в атмосферах -звезд и отсутствие ЛТР,
- методика вычисления населенпостей уровней Call и профилей его ліпшії в спектрах атмосфер звезд, облучаемых рентгеновским, жестким и мягким ультра фиолетовым потоком.
Практическое значение имеют:
- теоретические не-ЛТР поправки к содержанию калия для широких сеток моделей атмосфер,
- ЛТР и пе-ЛТР содержания калия для выборки из 33 звезд диска Галактики,
- программы но расчету населенпостей энергетических уровней КІ и Call, профилей и эквивалентных ширин их спектральных ліпшії при отсутствии ЛТР в атмосферах звезд с внешним облучением и без него.
На защиту выносятся:
1. Разработанная на основе программного комплекса NONLTEZ методика расчета не-Л ТІ населенпостей атомных уровней и профилей ліпшії КІ a. Call.
2. Рассчитанные для линий KI не-ЛТР поправки к содержанию в широком диапазоне звездных параметров {T€JJ = -1000 - 10000Л , lg r = 0.0 - -1.5, [M/II] = (0.0) - (—2.0)). Вывод о формировании состояния сильной , cвepxpeкoмбшIaцпп1, в атоме КI и атмосферах всех звезд поздних спектральных классов и наличии отрицательных поправкой к содержанию для наблюдаемых линии.
3. Полученные не-ЛТР поправки, ЛТР и пе-ЛТР содержания калия для 33 звезд диска Галактики.
4. Исследование формирования спектральных линий Call в атмосферах звезд, облучаемых внешним рентгеновским, жестким и мягким ультрафиолетовым излучением. Вывод о формировании эмиссионных линий Call только в спектрах звезд с ультрафиолетовым облучением. Доминирование із таком облучении мягкой компоненты приближает условия формирования линий к ЛТР.
5. Рассчитанные теоретические профили и эквивалентные ширины спектральных ліпшії Call в атмосферах тесных двойных систем BE UMa, EG UMa, IIR Cam, MS Peg.
Аппробация работы. Основные результаты работы докладывались на 2-1 Международной школе молодых астрономов (Румыния, г. Бухарест, 1999 г.), на международной конференции JENAM-2000 (г. Москва, 2000 г.), на конференции "Физика космоса" (г. Екатеринбург, 2002 г.), па меж;гународпой конференции "Interacting binary stars - 2003" (г. Одесса, 2003 г.), на Всероссийской конференции ТЇЛК-200Г (г. Москва, 2001 г.), на итоговых научных конференциях КГУ и астрофизических семинарах кафедры астрономии КГУ.
