Содержание к диссертации
ВВВДЕНИЕ 6
ГЛАВА I. Некоторые методологические проблемы отклонения от ЛТР в атмосфере Солнца 19
1.1. Введение 19
1.2. Основные понятия 20
1.3. Основные методы исследования отклонения от ЛТР в атмосфере Солнца і 24
1.4. Основные уравнения не- ЛТР синтеза спектра 27
1.5. Численные методы решения не ЛТР уравнении 30
1.6. Учёт поля скоростей 32
1.7. Учёт неоднородности солнечной атмосферы 35
1.8. Учёт частичного перераспределения излучения по частоте 36
1.9. Выводы 39
ГЛАВА 2. Метод расчёта и его программное обеспечение 40
2.1. Введение 40
2.2. Метод расчёта 40
2.3. Программное обеспечение 50
2.4. Выводы 53
ГЛАВА 3. Неравновесное образование спектральных линий калия в атмосфере Солнца 56
3.1. Обзор исследований по образованию линий калия в атмосферах Солнца и звёзд 56
3.2. Данные для ВЫЧИСЛЕНИЙ 59
3.2.1. Модель атома калия
3.2.2. Атомные данные 60
3.2.3. Коэффициент поглощения в континууме 65
3.2.4. Модели атмосферы 67
3.2.5. Содержание калия .67
3.3. Результаты и сравнение с наблюдениями 68
3.3.1. Наблюдения 68
3.3.2. Влияние многоуровенной структуры 69
3.3.3. Влияние фотопроцессов в субординатных свободно-связанных континуумах 73
3.3.4. Чувствительность к температуре резонансной линии Л 7699 80
3.3.5. Неопределённости в содержании 84
3.4. Выводы .84
ГЛАВА 4. Неравновесное образование спектральных линий кислорода в атмосфере Солнца 86
4.1. Обзор исследований по образованию линий кислорода в атмосферах Солнца и звёзд 86
4.1.1. Особенности диаграммы термов 86
4.1.2. Наблюдаемые свойства линий 01 88
4.1.3. Интерпретация наблюдений 90
4.1.4. Выводы 93
4.2. Данные для вычислений 95
4.2.1. Модель атома кислорода 95
4.2.2. Атомные данные 97
4.2.3. Накачка линией водорода 99
4.2.4. Диссоциация молекулы СО 100
4.2.5. Модель микро- и макротурбулентной скорости 100
4 4.3. Роль радиативных процессов в заселении уровней атома кислорода 105
4.3.1. Методы исследования 105
4.3.2. Радиативная взаимосвязь линий отсутствует 106
4.3.3. Радиативная взаимосвязь линий учитывается 117
4.3.3.1. Используемые модельные задачи 117
4.3.3.2. Квинтетная система поля излучения 118
4.3.3.3. Триплетная система поля излучения 129
4.3.3.4. Поле излучения в свободно-связанных континуумах 01. 131
4.3.4. Выводы 146
4.4. Чувствительность излучения, выходящего из атмосферы в линиях кислорода 01, к параметрам решения 149
4.4.1. Эффекты дискретизации по глубине 149
4.4.2. Влияние диссоциации молекулы GO. 154
4.4.3. Эффекты накачки L 3/) ° уровня 154
4.4.4. Влияние ударной взаимосвязи триплетной и квинтетной систем 157
4.4.5. Роль рекомбинационно-каскадных процессов при формировании Л 1355-8 А 158
4.4.6. Роль ударного возбуждения 5 уровня 160
4.4.7. Влияние модели атмосферы 161
4.4.8. Выводы 172
4.5, Отклонение от ЛТР в солнечных линиях 01. 175
4.5.1. Линии триплета 7772-5 А 176
4.5.2. Линии триплета 8446 А 181
4.5.3. Линии резонансного интеркомбинапиононого дублета 1355-8 А 184
4.5.4. Линии резонансного триплета 1302-6 А 187
4.5.5. Выводы 187
4.6. Сравнение с наблюдениями 188
4.6.1. Наблюдения , 188
4.6.2. Линии триплета 1302-6 А 188
4.6.3. Линии триплета 7772-5 А 188
4.6.4. Линии триплета 8446 А 191
4.6.5. Выводы 192
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 193
ЛИТЕРАТУРА 199
ПРИЛОЖЕНИЕ 2
Введение к работе
Солнечные спектральные линии являются важным источником информации о физике, динамике и структуре Солнца. При соответствующей интерпретации различные характеристики спектральных линий могут оказаться полезными для понимания конвективных движений, грануляции и осцилляции, для выяснения неоднородной структуры атмосферы, определения её химического состава, температуры и давления, магнитных и электрических полей, для объяснения нагрева хромосферы Солнца, потери его массы.
Чтобы извлечь указанную информацию, нужны, с одной стороны, наблюдения с высоким пространственным, временным и спектральным разрешением. С другой - теория, позволяющая рассчитывать спектральные линии с точностью, близкой к точности наблюдений.
Появление монохроматоров двойной дифракции, фурье-спектро-графов и чувствительных приёмников излучения в значительной степени решило первую проблему. Погрешность регистрации солнечного излучения в линиях не превышает сейчас 1% от интенсивности излучения в континууме.
В настоящее время накопилось достаточно примеров, когда применение ЛТР-гипотезы к интерпретации линий, подверженных не ЛТР эффектам, ведет к сомнительным результатам. Среди них - определение химического состава ранних О и В звезд; ,анализ поля скоростей в гигантах и сверхгигантах класса АО; расчёт полуэмпирических моделей атмосферы Солнца и т.п.
Осознание важной роли не ЛТР эффектов в спектральных линиях звёзд и Солнца стало возможным благодаря созданию так называемой неравновесной или не-ЛТР теории образования линий С её помощью увеличилась точность расчёта профилей линий, успешно разрешены противоречия ЛТР теории, поняты многие физические процессы в звёздных атмосферах.
Однако достижения в этой области можно скорее назвать пионерскими исследованиями, чем окончательным этапом построения теории и применения её выводов на практике. Исследования по неравновесному образованию спектральных линий в атмосферах Солнца и звёзд требуют серьёзной работы в следующих направлениях:
1. Развитие теории образования линий без априорного предположения о. выполнимости ЛТР. 2. Разработка численных методов не-ЛТР синтеза спектра и создание их программного обеспечения на ЭВМ.
3 Получение количественных оценок не -ЛТР эффектов на населённости уровней атомов различных химических элементов и излучение в конкретных линиях этих элементов.
Необходимость исследований в первом направлении связана с тем, что не-ЛТР теория хорошо разработана лишь в приближении одномерной, плоскопараллельной атмосферы, двухуровенного атома и полностью некогерентного излучения в линии. Решение проблемы отклонения от ЛТР в рамках данного приближения является идеализирова -e нным.
Стремление разработать теорию образования линий, учитывающую реальные физические условия:
- сложную гидродинамическую структуру солнечной и звездных атмосфер;
- их неоднородность;
- взаимодействие излучения с атомами атмосферы в присутствии электрических и магнитных полей;
- частичную не когерентность излучения;
- многоуровенную структуру атомов, сталкивается с рядом трудностей, не решённых до сих пор.
Нелинейность поля излучения какой-либо линии относительно поля излучения других линий и свободно-связанных континуумов атома, появляющаяся при подобном усложнении теории, приводит к тому; что в настоящее время отсутствуют аналитические метода не-ЛТР синтеза солнечного и звёздных спектров.
Отсутствие их заставляет обращаться к численным методам. Разработка последних составляет сейчас самостоятельное направление в области неравновесных исследований и также имеет ряд сложностей, усиливающихся из-за ограниченных возможностей ЭВМ.
В частности, использование реалистических моделей атома с большим набором радиативннх переходов в рамках существующих численных методов делает не-ЛТР синтез линейчатого спектра какого-либо химического элемента практически неразрешимым на современных ЭВМ. Причина - огромные объёмы внутренней и внешней памяти ЭВМ, значительные затраты машинного времени. В связи с этим приходится рассматривать упрощённые модели энергетических термов атома и обосновывать их законность. Но и тогда расчёт неравновесного спектра одного химического элемента на ЭВМ типа EC-I022 занимает несколько тысяч часов машинного времени. Численные методы и их реализа -9 ция на ЭВМ усложняется ещё более, когда принимается во внимание структура атмосферы, частичная некогерентность излучения и т.п.
Теория уширения линий, используемая при неравновесном анализе линейчатых спектров ещё недостаточна развита. Отсутствуют надёжные атомные параметры: силы осцилляторов линий, постоянные затухания, сечения возбуждения и ионизации и т.д.
В итоге задачи, учитывающие отклонение от ЛТР, требуют большой подготовительной работы по сбору исходной информации, внимательности и осторожности при проведении расчётов, сложных программ. Из-за зависимости не-ЛТР расчётов спектров от многих параметров приходится обращаться к модельным задачам, исследовать частные случаи, анализировать чувствительность найденного решения к тем или иным параметрам.
При интерпретации солнечных наблюдений численные методы учёта отклонения от ЛТР нашли своё применение лишь для анализа наиболее сильных линий водорода, гелия, кальция, магния, калия, углерода, натрия, железа, кислорода, бария и др. В этих линиях не-ЛТР эффекты меняют интенсивность выходящего излучения (по сравнению с ЛТР) на величину от одного до нескольких десятков процентов. Вопрос о количественной величине не-ЛТР эффектов в дру-гих линиях до конца и требует дальнейших исследований. Без ответа на него трудно представить корректное решение задач солнечной физики, использующих высокоточные наблюдения спектральных линий. Так, в проблему учёта отклонения от ЛТР упирается определение содержания химических элементов, составление точных "солнечных" шкал сил осцилляторов, исследование поля движений и уточнение температуры на различных высотах в атмосфере Солнца.
В связи с этим исследования в третьем направлении с целью выяснить, важны ли эффекты отклонения от ЛТР в солнечном и звёздных линейчатых спектрах и если важны, то какова их величина, приобретает особую актуальность " Усилия в этом направлении будут щедро вознаграждены интересными результатами" С1,ч.2, 0.1790.
Данная работа относится к последним двум направлениям в области исследования неравновесного образования спектральных линий в звёздных атмосферах. Первая её цель - получение количественных оценок не-ЛТР эффектов на населённости уровней, функции источника и профили солнечных линий нейтрального кислорода и калия, наблюдаемые на диске Солнца, Изучение данных линий заслуживает особого внимания и представляет несомненную практическую ценность, тле, может стать хорошим источником информации о физических условиях в солнечной атмосфере на разных глубинах; Однако использовать эти линии для зондирования физического состояния атмосферы Солнца можно лишь при условии, что удастся решить ряд вопросов их неравновесного образования, В частности:
1, В настоящее время отсутствует тщательное не-ЛТР исследование линий нейтрального кислорода для многоуровенной модели атома с одновременным учётом эффектов взаимосвязи линий синглетной, три-плетной и квинтетной систем,
2, Не известны количественные оценки роли радиативных процессов в линиях и свободно-связанных континуумах нейтрального кислорода в заселении уровней этих систем.
3, Не выяснены до конца механизмы образования резонансных линий.
4 Не рассматривалась роль водородного излучения в Лайман-контину уме при заселении уровней кислорода.
5, Не известна роль накачки излучением водородной линии LA уровней квинтетной системы 01, её влияние на профили линий красных триплетов 7772-5, 8446 А, образующихся на диске Солнца.
6. На формирование этих триплетов в атмосфере Солнца может сказаться уменьшение числа атомов кислорода в области образования молекулы СО;
7; В состоянии дискуссии находится вопрос о роли электронного удара в заселении нижнего уровня О триплета 7772-5 А.
8. Не известно, как повлияют не-ЛТР эффекты на чувствительность линий 01 к физическим условиям солнечной атмосферы,
9. Не известна чувствительность резонансной линии KI 7699 А к эффектам взаимосвязи и неопределенностям в скоростях фото-ионизации. 10» Представляет интерес проанализировать чувствительность \7699 к температуре в области ее образования.
Ответить на перечисленные вопросы - вторая цель данной работы.
Исследования по неравновесному образованию солнечных линий и кислорода и калия, как и линий других элементов, требуют создания надёжных алгоритмов не-ЛТР синтеза спектра Солнца и их программного обеспечения на .ЭВМ. В настоящее время такое программное обеспечение в рамках имеющихся численных методов существует ї но оно разработано для ЭВМ типа С Ж С, не используемых в СССР. Кроме того, при интерпретации солнечных, спектров необходима его модификация, позволяющая учесть особенности образования линий в атмосфере Солнца, а также сократить число свободных параметров при решении уравнений переноса и стационарности.
Отсутствие алгоритмов не- ЛТР синтеза солнечных линий и их программных версий на ЭШ типа ЕС, наиболее распространённых в советских астрономических учреждениях и принципиально отличающихся от СИ)С по техническим характеристикам/ делает невозможным использование не-ЛТР методов при солнечных исследованиях в Советском Союзе. Создание таких версий - давно назревшая и актуальная проблема, без решения которой трудно представить дальнейшие исследования в нашей стране атмосферы Солнца по спектральным линиям.
Поэтому третьей важной целью данной работы стала разработка методики, алгоритма и программной версии для ЭВМ типа ЕС решения многоуровенной не-ЛТР задачи в условиях солнечной атмосферы, С целью экономии времени и памяти ЭВМ методику такой задачи и её программное обеспечение удобнее всего отлаживать на примере атома с простой диаграммой термов. Калий вполне удовлетворяет данному требованию, что служит ещё одним доводом в пользу его ценности уже с практической точки зрения,
В предлагаемом нами варианте программного обеспечения не-ЛТР синтез спектра проводится для заданной однородной плоскопараллельной модели атмосферы в предположении полностью некогерентного излучения в линиях и независимости коэффициента излучения и поглощения от направления.
Поле излучения (средняя интенсивность) радиативных переходов, в которых важны эффекты взаимосвязи, ищется из решения совместной системы уравнений переноса излучения для данных переходов и уравнений статистического равновесия для всех уровней исследуемой модели атома. Указанная система уравнений решается методом линеаризации Ауэра и Мих/аласа[23 . Метод позволяет найти одновременно и населённости уровней при условии, что будут известны скорости возбуждения излучением во "вспомогательных" переходах, входящие в уравнения статистического равновесия.
Наша методика расчёта таких скоростей отличается от общепринятой. Главное преимущество её - уменьшение числа свободных параметров в и без того многопараметрической не-ЛТР задаче. Это достигается за счёт отказа определять среднюю интенсивность излучения во "вспомогательных" переходах, знание которой необходимо для расчёта радиативных скоростей, с помощью априорных температур излучения. Взамен мы предлагаем находить данное поле путём решения уравнений переноса излучения в двухуровенном приближении по схеме Фиэтриэ [3]Шри этом время счёта и требования к объёму памяти ЭВМ увеличиваются незначительно. Идея такого расчёта была впервые высказана МихаласомШ несколько лет назад, но ни в одной из работающих на сегодня программных версий не-ЛТР синтеза солнечного спектра реализована не была.
Населённости уровней исследуемой модели атома и средней интенсивности излучения в линиях, получаемые в результате вышеописанной процедуры, используются затем при нахождении профилей линий для различных положений на диске Солнца. Сравнение их с ЛТР-профилями позволило нам оценить, насколько отказ от ЛТР-гипотезы изменит остаточные центральные интенсивности, профили и эквивалентные ширины данных линий при переходе от центра к краю диска Солнца.
В целом, наша программная версия типа ЕС имеет следующие отличия от других версий:
1. Изменена методика расчёта скоростей возбуждения излучением во "вспомогательных" переходах.
2. Вследствие этого изменена общая схема не-ЛТР синтеза линейчатого спектра.
3. Учтено отклонение от ЛТР населенностей уровней химических элементов при расчёте ионизационного равновесия и коэффициентов непрерывного поглощения.
4. Введены дополнительные доноры электронов и источники непрозрачности, в том числе рэлеевское рассеяние на атомах водорода, играющее важную роль в верхних слоях атмосферы Солнца.
5. Создан комплекс программ по расчёту не-ЛТР профилей солнечных линий на ЭВМ типа ЕС для различных положений на диске Солнца с использованием значений населенностей уровней и поля излучения в линиях, найденных в процедуре линеаризации.
Наша программная версия позволила получить ответы на нерешённые вопросы образования линий нейтрального кислорода и калия в атмосфере Солнца, сформулированные выше в качестве первой и второй цели нашей работы.
