НеЛТР-анализ содержаний магния в холодных звездах

Оглавление
0.1 ВВЕДЕНИЕ ................................................................ 4
1 Основные результаты исследований линий Mgl в атмосферах звезд 14
1.1 НеЛТР-расчсты для Mgl.................................................. 14
1.2 Проблема содержания магния б холодных звездах......................... *21
2 НеJ1TP-расчеты для Mgl 34
2.1 Описание метода вычислений............................................. 34
2.1.1 Метод полной линеаризации....................'................... 35
2.1.2 Программный комплекс NONLTE3..................................... 40
2.1.3 Модификация комплекса NONLTE3.................................... 45
2.2 Модель атома Mgl и атомные данные.................................... 53
2.2.1 Система атомных уровней Mgl.................................... 53
2.2.2 Радиативные скорости............................................. 60
2/2.3 Ударные скорости................................................. 65
2.3 Механизмы отклонений от JITP для Mgl................................... 69
2.4 Влияние неопределенностей в атомных параметрах на результаты неЛТР-
расчетов............................................................... 79
2.4.1 Полнота модели атома Mgl......................................... 80
2.4.2 Сечения фотоионизации ......................................... 82
2.4.3 Ударное возбуждение электронным ударом........................... 89
2.4.4 Ударное возбуждение и ионизация атомами водорода............... 90
2
3
3 Анализ линий Mgl в спектре Солнца 95
3.1 Теоретические профили спектральных линий................................ 95
3.2 Наблюдательный материал и методика анализа ............................. 97
3.3 Эмпирическое уточнение атомных параметров ..............................100
3.3.1 Сечения фотоионизации и ударные взаимодействия с атомами водорода ..................................................................103
3.3.2 Константы ван-дер-ваальсовского уширения линий....................109
3.4 Содержание магния в атмосфере Солнца....................................114
4 НеЛТР-эффекты в линиях Mgl в широком диапазоне звездных параметров 129
4.1 НеЛТР-эффекты в эквивалентных ширинах спектральных линий Mgl. ... 130
4.2 Зависимость теоретических неЛТР-поправок к содержанию магния от параметров атмосферы звезды...................................................132
4.3 Выводы..................................................................138
5 Содержания магния у звезд солнечного типа 143
5.1 Наблюдательный материал.................................................143
5.2 Определение параметров атмосфер звезд...................................151
5.2.1 Определение эффективной температуры...............................151
5.2.2 Определение величины log#....................................... 156
5.2.3 Определение содержания железа и скорости микротурбулентности . 161
5.3 Содержания магния у звезд солнечного типа...............................170
5.3.1 НеЛТР- содержания магния..........................................170
5.3.2 Зависимость [Mg/Fe]-[Fe/H] .......................................175
5.3.3 Сравпение с другими авторами......................................183
6 ЗАКЛЮЧЕНИЕ
188
4
0.1 ВВЕДЕНИЕ
Одной из наиболее интересных проблем современной астрофизики является химическая эволюция Галактики. Механизмы обогащения межзвездной среды тяжелыми элементами ь разные эпохи жизни Галактики, тенденции в формировании структуры Галактики (от гало к балджу или диску, от внутренних частей к внешним), выбор химического элемента на роль хронометра, отражающего возраст Галатики, и соотношение ’’возраст-металличность” - это проблемы, требующие исследования. Решением первой из перечисленных задач является анализ химического состава атмосфер звезд, принадлежащих различным составляющим нашей Галактики. При этом, как правило, используют спектральные линии нейтральных атомов из-за отсутствия в видимой части спектра линий соответствующих ионов (например, у щелочных металлов 1л, Иа, К; в холодных звездах - у М§, 81), а также из-за более высокой точности атомных данных для них. Массовые расчеты содержания элементов обычно проводят в рамках гипотезы локального термодинамического равновесия. 13 условиях ЛТР любой элементарный процесс в определенной части системы оказывается уравновешенным соответствующим обратным процессом. Гипотеза ЛТР сильно облегчает проведение расчетов величин Ы,, так как при этом используются соотношения Больцмана и Саха. Отклонения от ЛТР в заселении атомов по состояниям могут быть вызваны, например, ионизацией атомов ультрафиолетовым потоком, выходящим из глубоких и горячих слоев атмосферы звезды; инфракрасной фоторекомбииацией электронов на верхние уровни атома, близкие к континууму; спонтанными каскадными переходами из верхних состояний на нижележащие; перераспределением атомов по состояниям благодаря фотовозбуждениям. Для неЛТР-задачи необходимо совместное решение уравнений переноса излучения и статистического равновесия для описания распределения атомов по стадиям ионизации и состояниям возбуждения. Конкретные причины, обуславливающие существование неЛТР-эффектов в спектральных линиях, определяются конкретными условиями в атмосфере звезды и структурой атомных уровней.
В атмосферах ?-К звезд легкоионизуемые атомы (с потенциалом ионизации меньше
5
8 эВ) практически полностью иоиизованы, линии нейтральных атомов слабы и, согласно принятому мнению, менее всего подвержены эффектам отклонений от ЛТР. Однако уже для целого ряда атомов (1Л [131], [98], Ка [17], [13], [126], А1 [14], К [17], [102], [124], Са [30], [111], Ре [101], [101]) показано, что ионизационное равновесие атом/иои в атмосферах звезд указанных типов не описывается формулой Саха. Это приводит к изменению эквивалентных ширин спектральных линий, в том числе и слабых. А это уже влияет на значения физических параметров звездных атмосфер, определяемых по этим линиям.
Аналогичные эффекты могут быть и у атома магния - важного элемента в цепочке ядерных превращений. По своему ионизационному потенциалу и структуре атомных уровней N^1 занимает промежуточное положение среди перечисленных выше элементов. И расчеты ряда авторов ([129], [116] и др.) показали, что в атмосферах звезд-карликов и гигантов разных спектральных классов М|$1 испытывает отклонения от ЛТР. Поэтому расчеты содержания магния в атмосферах звезд желательно проводить с учетом неЛТР-эффектов, величина которых будет определяться конкретными условиями в атмосфере звезды.
В литературе имеется большое количество наблюдений линий нейтрального магния для звезд разных спектральных классов (от М до средних В) и метал личностей (вплоть до -3.5). Это обусловлено наличием большого числа линий Г^Г как в видимой, так и в инфракрасной частях спектра. И у исследователей имеется возможность решения проблемы эволюции содержания Mg за время жизни Галактики. Теоретические кривые [\'^/1'е]-[Ре/Н], рассчитанные на основе моделей химической эволюции Галактики, показывают существование избытка магния по сравнению с железом относительно Солнца в старых звездах, который уменьшается при переходе к более молодым объектам. Первое говорит о преимущественном вкладе ЗИП в обогащение межзвездной среды элементами сопроцессов на ранних этапах жизни Галактики, второе - о том, что, начиная с какой-то эпохи, обогащение межзвездпой среды за счет ЭМа стало доминировать над вкладом от ЯИП. Наблюдательная ситуация для полностью не ясна. В звездах с большим дефицитом металлов ([Ре/Н]<-0.8) содержание магния показывает избыток относительно
6
железа, величина которого лежит в пределах от 0.2 до ~0.5<1ех по данным разных авторов. При дальнейшем увеличении содержания железа наблюдается уменьшение (плавное или скачкообразное) избытка и достижение солнечпого значения на [Ре/Н]=0. Современные модели химической эволюции Галактики не могут пока описать наблюдательную зависимость [Ми/Ре]-[Ре/Н] не только количественно, но и качественно.
АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕМЫ
Переход с начала 90-х годов к преимущественному использованию спектрографов высокого разрешения и высокочувствительных цифровых приемников излучения (ПЗС-матриц) позволил определять наблюдаемые эквивалентные ширины спектральных линий и их профили с высокой точностью. Это предъявляет высокие требования и к соответствующим теоретическим данным. Для их расчета у исследователей сейчас имеются надежные методы определения фундаментальных параметров звезд, обширные сетки моделей звездных атмосфер, приближенных к реальным, новые высокоточные и однородные атомные данные для большого количества химических элементов. Однако, точность вычисления теоретических эквивалентных ширин и профилей зависит и от используемой теории формирования спектральных линий в атмосферах звезд. Для наиболее реалистичного описания всех механизмов необходимо учитывать и процессы, приводящие к отклонениям от локального термодинамического равновесия при расчетах населенностей атомных уровней исследуемых элементов. В результате появляется возможность определять содержания химических элементов в атмосферах звезд с точностью до нескольких сотых с!ех. Кроме того, учет неЛТР-эффектов, приводящих к изменению как профилей, так и эквивалентных ширин спектральных линий, позволит более точно определять значения параметров звездных атмосфер (1<вд, металличность, ф), основанных на исследовании профилей или \¥д линий. Важной является проблема определения содержаний магния в звездах, принадлежащих различным составляющим пашей Галактики, так как магний - важный элемент в цепочке ядерных превращений. Несмотря на большое число работ, посвященных определениям содержаний данного элемента в звездах в рамках гипотезы
7
JIТР, наблюдательная ситуация для Mg полностью не ясна. Поэтому актуальной является задача увеличения числа звезд, для которых расчет фундаментальных параметров и определение химическою состава выполняются однородным образом с корректным учетом всех физических процессов, влияющих на эти величины. Все это даст возможность уточнить ряд важных вопросов теории химической эволюции Галактики.
ЦЕЛЬ РАБОТЫ
1. Детальный анализ статистического равновесия в атоме магния в атмосферах звезд разных спектральных классов, изучение влияния неЛТР-эффектов на населенности уровней N», профили и эквивалентные ширины спектральных линий и определяемые по ним содержания магния.
‘2. Определение однородной методикой параметров атмосфер, по возможности, наибольшей выборки F-К звезд.
3. Переопределение с учетом отклонений от ЛТР в спектральных линиях Mgl содержания магния в F-К карликах и субгигантах по опубликованным в литературе наблюдениям и анализ зависимости [Mg/Fe]-[Fe/H).
НАУЧНАЯ НОВИЗНА
Научная новизна заключается в следующем:
- выполнен детальный анализ статистического равновесия в атоме магния в атмосферах А-К звезд-карликов и гигантов разных метал личностей; показано, что в атмосферах звезде Тэфф >5500 К отклонения от ЛТР у Mgl связаны с ионизацией ультрафиолетовым излучением с уровня Зр, в атмосферах с Т*фф <5500 К отличие населенностей уровней Mgl от своих ЛТР значений обусловлено радиативными процессами в связанно-связанных переходах;
- в широком диапазоне звездных параметров: Тэфф=4500-12000К, log^=0.0-4.5 и метал-личностью [М/Н]=0-г-3 вычислены теоретические неЛТР-поправки к содержанию магния для 6 спектральных линий Mgl (ДА 3838, 4571, 4703, 5183, 5528, 5711 Л);
8
- с использованием не Л'ТР-подхода выполнен дифференциальный анализ содержаний магния у 87 звезд-карликов и субгигантов спектральных классов F-К в диапазоне металличностей -2.6<[Fe/H]<+0.3;
- определены однородным образом фундаментальные параметры для 36 звезд: Т^ф -из фотометрических индексов V-K, V-R, log# - с использованием параллаксов из каталога HIPPARCOS, [Fe/H] и £t - по линиям Fell;
ДОСТОВЕРНОСТЬ РЕЗУЛЬТАТОВ
Достоверность полученных в настоящей работе результатов нодтверждается:
- проверкой методики не Л ТР-расчетов для Mgl путем сравнения результатов, полученных для атмосферы Веги, с данными Гигаса [42]; сравнение неЛТР-содержаниЙ, определенных по отдельным спектральным линиям Mgl, показало, что различия не превышают Ö.03dex;
- ВЫСОКОЙ внутренней ТОЧНОСТЬЮ определения эффективной температуры ТVK на основе калибровок Алонсо и др. [1] показателя цвета V-К по Тэфф; сравнение температур, определенных Алонсо и др. [2] методом инфракрасного потока Тirfm и нами для 17 общих в исследуемой выборке звезд, показало, что различия составляют в среднем
Tirfm - Tvk=- 10±60К;
- использованием неЛТР-подхода при определении содержаний магния у конкретных звезд;
- использованием дифференциального метода при определении неЛТР-содержаний магния у исследуемых звезд, что исключает ошибки сил осцилляторов используемых спектральных линий;
- высокой внутренней точностью определения неЛТР-содержаний магния у 87 F-K звезд диска и гало Галактики (для разных звезд дисперсия составляет <7„=0.014-0.07dex).
9
НАУЧНАЯ, МЕТОДИЧЕСКАЯ И ПРАКТИЧЕСКАЯ ЗНАЧИМОСТЬ
Научное и практическое значение имеют:
- реализованная методика расчета населенностей атомных уровней нейтрального магния в отсутствие ЛТР;
- вывод о существовании ’’сверхионизации” нейтрального магния в атмосферах A-G звезд;
- полученные для А-К звезд теоретические неЛТР-поправки к содержанию магния;
- полученные зависимости [Mg/Fe] от [Fe/H] для выборки из 87 F-К звезд-к ар ликов и субгигантов в широком диапазоне мегалличностей -2.6< [Fe/H] <4-0.3.
Методическое значение имеют:
- методика детального анализа линий Mgl в спектре Солнца с целью эмпирического уточнения атомных параметров; уточненные атомные параметры для 19 спектральных линий Mgl;
- методика определения неЛТР-содержания магния в атмосферах конкретных звезд с предварительным уточнением их фундаментальных параметров.
НА ЗАЩИТУ ВЫНОСЯТСЯ:
- разработанная на основе программного комплекса NONLTE3 методика расчета неЛТР-населенностеЙ атомных уровней Mgl;
- вывод о существовании ”сверхионизации” Mgl у звезд-карликов и гигантов с Т9фф >5500К
- рассчитанные для линий Mgl неЛТР-поправки Анелтр в широком диапазоне звездных параметров (Тафф=4500-12000К, log£=0.0-4.5, [М/Н]=0-г-3); вывод о незначительных (< i0.15dex) поправках к содержанию Mg за. счет неЛТР-эффектов для линий АД 4571, 4703, 5528, 5711Ä и существенных (до ±0.25dex) для линий ДА 3829-3838, 5172, 5183Ä для А-К звезд-карликов и гигантов;
- полученные неЛТР-содержания Mg для 87 F-К звезд-карликов и субгигантов в диапазоне -2.6<[Fe/H]<+0.3;
10
- вывод о наличии избытка магния по сравнению с железом со средним значением [Mg/Fe]=0.45±0.05dex в звездах с дефицитом металлов при [Fe/H]<-0.6, выводы о качественном изменении зависимости на значении [Fe/H] =-0.6 и об уменьшении избытка магния при дальнейшем увеличении метал личности; вывод о существовании на метал-личностях [Fe/H]<-1.0 немногочисленной группы звезд гало (7 звезд) с меньшим избытком магния ([Mg/Fe]=0.19±0.10dex) по сравнению со значениями [Mg/Fe], определенными для других звезд с близкими величинами [Fe/Hj.
АПРОБАЦИЯ РЕЗУЛЬТАТОВ
Результаты работы докладывались:
- на совещаниях рабочей группы ”Звездные атмосферы’' в 1991 г. (г. Тарту), в 1996 г. (г. Одесса), в 1999 г. (КрАО);
- па симпозиуме MAC: N 169 (г. Гаага, 1994 г.);
- на IV съезде Астрономического общества в 1997 г. (г. Москва), Объединенном Совещании Европейского и Национального Астрономических Обществ в 2000 г. (г. Москва);
- на конференции ’’Физика космоса” в 1995 г. (г. Екатеринбург), II Республиканской научной конференции молодых ученых и специалистов в 1996 г. (г. Казань), ”Когерентная оптика и спектроскопия" в 1998 г. (г. Казань);
- на астрофизических семинарах кафедры астрономии КРУ;
- на итоговых научных конференциях КРУ в 1995-1999 гг.
ПУБЛИКАЦИИ
Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:
1. Машонкина Л.И., Шиманская H.H., Сахибуллин H.A., НеЛТР-анализ спектральных линий Mgl в атмосферах звезд поздних типов // Астрой, журн. 1996. т. 73. с. 212-220.
2. Шиманская H.H., Машонкина. Л.И., Сахибуллин H.A., НеЛТР-эффекты в линиях Mgl для звезд разных типов // Астрой, жури. 2000. т. 77. с. 599-618.
3. Шиманская H.H., Машонкина Л.И., Ревизия содержания Mg у звезд гало и диска Галактики // Астрон. журн. 2001. т. 78. с. 122-136.
11
4. Bikmaev I.F., Mashonkina L.I., Sakhibullin N.A., Shimanskij V.V., Shimanskaya N., Chemical and dynamical history of the Milky Way // in "Unsolved Problems of the Milky Way” eds. Blitz L., Teuben P. 1996. P. 389-394.
5. Mashonkina L.I., Shimanskaya N.N., Shimansky V.V., The nonLTE analysis of Procyon on the base of new Kurucz’s model atmosphere // ASP Conf. Ser. 1994. V. 78. P. 389.
6. Mashonkina L.I., Shimanskaya N.N., Shimansky V.V., Laws in behaviour of nonLTE effects for the Nal and Mgl atoms for К-A stars // Odessa Astron. Publ. 1996. V. 9. P. 78-79.
СТРУКТУРА И ОБЪЕМ ДИССЕРТАЦИИ
Диссертация состоит из ВВЕДЕНИЯ, пяти ГЛАВ, ЗАКЛЮЧЕНИЯ, списка ЛИТЕРАТУРЫ. Общий объем диссертации - 204 страницы, из них 124 страницы текста, 44 рисунка, 22 таблицы, библиография содержит 136 наименований, которые расположены п алфавитном порядке.
Во ВВЕДЕНИИ дастся обоснование актуальности выбранной темы, краткая характеристика и структура данной диссертации, список работ, в которых опубликованы ее основные результаты.
В Первой ГЛАВЕ даны основные результаты предыдущих исследований. Рассмотрена проблема содержания магния в звездах солнечного типа. Дай обзор выполненных разными авторами неЛТР-расчетов для нейтрального магния.
Вторая ГЛАВА состоит из четырех частей и посвящена описанию неЛТР-расчетов для нейтрального магния. В части 2.1 приводится краткое описание метода полной линеаризации и используемого для вычисления неЛТР-населенностей энергетических уровней атомов программного комплекса NONLTE3. Отдельно описаны внесенные автором изменения в исходные подпрограммы комплекса, где приведены и все необходимые атомные данные для расчета поглощения, обусловленного процессами фотоиоиизации тяжелых элементов, и данные для расчета непрозрачности, обусловленной поглощением двухатомными молекулами. В части 2.2 подробно представлена модель атома нейтрального магния, используемые атомные постоянные и формулы, описывающие процессы взаи-
12
модсйствия излучения и вещества. Результаты, приведенные в части 2.3, доказывают, что в атмосферах звезд разных типов нейтральный магний подвержен неЛТР-эффектам. Показано, что причины отклонений от ЛТР у Mgl и величина неЛТР-эффектов определяются конкретными условиями в атмосфере звезды. В части 2.4 проанализирована чувствительность результатов к изменению исходных атомных данных.
Третья ГЛАВА состоит из четырех частей и посвящена анализу линий Mgl в спектре Солнца. В части 3.1 описапы атомные данные, необходимые для расчета профилей спектральных линий. В части 3.2 приведены описание используемого наблюдательного материала и методика анализа линий. Часть 3.3 посвящена эмпирическому уточнению атомных параметров. Дается анализ сечений фотоиоиизации для Mgl, полученных раз-пыми методами; анализ альтернативных теорий уширения линий эффектами давления, приводятся необходимые для вычисления профилей линий Mgl с их использованием значения ряда параметров. В части 3.4 приведены индивидуальные неЛТР-содержания магния для Солнца, определенные по профилям и эквивалентным ширинам 26 исследуемых спектральных линий для разных моделей атмосфер. В конце части дано сравнение наблюдаемых и теоретических неЛТР-профилей исследуемых спектральных линий Mgl.
Четвертая ГЛАВА состоит из трех частей и представляет результаты численных расчетов неЛТР-эффектов в спектральных линиях Mgl в широком диапазоне звездных параметров (ТЭфф=4500-12000К, log#=0.0-4.5 и [М/Н]=0-(-3)). В части 4.1 проанализированы причины отклонения от ЛТР в эквивалентных ширинах линий, подробно рассмотрены все особенности формирования как сильных, так и слабых линий. В части 4.2 даны конкретные зависимости теоретических неЛТР-поправок к содержанию магния от Т9фф, logg и [М/Н] для б линий Mgl; выделены группы линий со сходным поведением неЛТР-поправок при изменении параметров моделей атмосфер. Часть 4.3 содержит краткие выводы о величине и характере теоретических неЛТР-поправок к содержанию магния для линий, которые обычно используются при определении содержания данного элемента в атмосферах звезд.
Пятая ГЛАВА, состоящая из трех частей, посвящена определению содержания маг-
13
ния у однородной выборки звезд солнечного типа в широком диапазоне мсталличиостей (-2.6<(Fe/H]<+0.3). В части 5.1 описан и проанализирован используемый наблюдательный материал. Часть 5.2 посвящена определению параметров атмосфер исследуемых звезд (Т,фф - из фотометрических индексов V-K, V-R, logд - с использованием параллаксов из каталога HIPPARCOS, [Fe/H] и £t - по линиям Fell). Для большой выборки звезд проведено сравнение а) температур, определенных разными авторами методом инфракрасных потоков и по профилям бадьмеровских линий и автором настоящей работы но показателям цвета V-K, V-ll, R-I; 6) значений logд, определенных автором указанным выше методом и опубликованных в литературе и определенных по крыльям линий триплета Mgl Ь. Проанализированы солнечные профили 21 линии Fell для уточнения их атомных параметров. В части 5.3.1 представлены результаты определения содержаний магния с учетом неЛТР-эффектов у 87 звезд-карликов и субгигантов, принадлежащих диску и ia-ло Галактики. Проанализирована полученная в работе зависимость содержания магния от металличности.
В ЗАКЛЮЧЕНИИ кратко сформулированы основные результаты, полученные в настоящей работе.
Глава 1
Основные результаты исследований линий М^1 в атмосферах звезд
1.1 НеЛТР-расчеты для М^1
В условиях термодинамического равновесия устанавливается детальный баланс - любой элементарный процесс в системе оказывается уравновешенным соответствующим обратным процессом. В звездах термодинамическое равновесие отсутствует, так как существует градиент температуры между внутренними и наружными слоями атмосферы. Но при исследовании звездых атмосфер используется предположение о локальном термодинамическом равновесии (ЛТР). В условиях ЛТР распределение атомов по возбужденным уровням определяется формулой Больцмана, распределение по состояниям ионизации -формулой Саха, а распределение свободных частиц по скоростям - формулой Максвелла, причем для всех из них используется одно и то же локальное значение температуры, одинаковое для всех сортов частиц. Локальное термодинамическое равновесие хорошо выполняется в недрах звезд, в слоях с оптической толщей (подробнее см. в части 2.1.1) г >1 на всех частотах, на которых звезда излучает (т.е. фотон успевает многократно поглотиться и переизлучиться, црежде чем достигнет поверхности), и менее оправдано для внешних слоев звезды. Тем не менее, поскольку гипотеза ЛТР сильно облегчает вычисления, ее часто используют при расчетах населенностей уровней атомов или ионов. При отказе от этого предположения необходимо совместное решение уравнений переноса излучения и статистического равновесия для описания распределения атомов по стади-
14
15
ям ионизации и состояниям. Совместное решение этих нелинейных уравнений - задача очень трудная, требующая знаний атомных данных о многих физических процессах и применения быстродействующих ЭВМ.
Первый анализ формирования спектральных линий М"1 при отказе от ЛТР был выполнен для атмосферы Солнца в работе [4]. Позднее появилась серия работ [82], [87], [23], [56], [18], [114], посвященных неЛТР-расчетам для атома магния применительно именно к Солнцу. Главным образом, объектом внимания в этих работах было поведение высокорасположенных ридберговских состояний и объяснение эмиссий, наблюдаемых на А ~7, 12мкм.
В работе Лемке и Холвегера [82] на основе модели атмосферы Солнца Холвегера и Мюллер [59] исследуется статистическое равновесие в атоме магния и влияние различных данных (неупругие столкновения с атомами Н и электронами, модель атмосферы Солнца) на профиль эмиссионной линии АГ2.22мкм, соответствующей переходу 7/?.1,3#й — 6^1,3С. Расчеты выполнены авторами на основе 38-уровиевой модели атома, включающей состояния MgI со значениями главного кваитового числа п<7, орбитального квантового числа КЗ для синглетных и Кб для триплетных уровней и основное состояние \fgll. Расчеты неЛТР-населенностей уровней нейтрального магния производились методом полной линеаризации в варианте Ауэра и Хисли [9]. Принятая в работе [82] модель атома является явно недостаточной для изучения таких высокорасположенных ридберговских состояний, так как исскуственно уменьшается эффективность заселения уровней 7Ь и бg через каскадные переходы с верхних уровней, которые тесно связаны с континуумом. Кроме того, авторы не учитывают и некоторые важные переходы, влияющие на заселение этих уровней. Лемке и Холвегер получили, что линия А12.22мкм формируется в атмосфере Солнца в условиях ЛТР, а это подразумевает невозможность появления эмиссии в ядре данной линии. Таким образом, авторы не смогли воспроизвести солнечный профиль спектральной линии А12.22мкм.
В работе Мауаса и др. [87] с использованием Г2-уровневой модели атома, состоящей из Б-, Р-, П-термов А^1 с п<4 и уровня Зз251 анализируются две линии нейтраль-
16
о
иого магния Л А 4571, 5173Л. Авторы исследовали влияние неопределенностей в атомных данных (количество уровней в модели атома, сечения фотоионизации, ударные скорости) на теоретические неЛТР-профили этих линий. Мауаса и др. заключили, что
- принятая ими модель атома М§1 является достаточной для описания происходящих в атоме процессов;
о
- полузапрещенная линия А 4571А формируется в солнечной атмосфере в условиях ЛТР, поэтому не чувствительна к изменениям модели атома;
- ядро полузапрещеиной линии формируется в районе температурного минимума и, поэтому, может использоваться для диагностики температуры в этой части солнечной хромосферы.
Однако, заметим, что, во-первых, с такой ограниченной атомной моделью невозможно правильно рассчитать неЛТР-населенносги исследуемых уровней ЗЛ5, 3р3Р°} 4535. Для корректного анализа линий, соответствующих переходам даже между низколежа-щими состояниями, необходима многоуровениая модель атома с большими значениями квантовых чисел п и 1 (см. пункт 2.2.1). Во-вторых, как показали выполненные нами неЛТР-расчеты для атмосферы Солнца, ядро интеркомбинационной линии А 4571Л формируется в слоях с оптической толщей 10^75000 ~-2.6 (см. пункт 2.3, рис.2.5), а температурний минимум находится на 1о£т50о0 ~-3.6. Поэтому данная спектральная линия не может служить для определения никаких параметров хромосферы.
Анализу формирования в атмосфере Солнца эмиссионных линий, соответствующих переходам 6 А1,3//0 - ЬдиЮ (А7мкм), 7к1,3Н° - 6р1,3£ (А12.22мкм) и 7г1,3/ - 6А1,3#° (А12.32мкм), посвящена работа Чанга и др. [23]. Принятая модель атома включает син-глетные и триплетные уровни N^1 с п<7, 1<2 (8-, Р-, Э-термы) и 7>п<15, 1>3 (Р-, С-, 11-термы) и основное состояние МёГ1. В итоге модель атома состоит из 41 связанного энергетического состояния. Для проведения расчетов авторами использовалась модель атмосферы Солнца с хромосферным подъемом УАЬ-С/ ([84]). Чанг и др. получили, что исследуемые уровни N^1 незначительно недонаселены относительно случая ЛТР. Однако, именно эти небольшие неЛТР-эффекты и обуславливают появление эмиссии в ядре
V
17
исследуемых линий. В [23] получено качественное совпадение теоретических и наблюдаемых солнечных профилей линий: рассчитанные значения интенсивностей эмиссии меньше наблюдаемых.
Карлссон и др. [18] исследовали формирование солнечных эмкссионнных линий N^1 на А ^12мкм. ИеЛТР-рас четы выполнены на основе модели атома, включающей синглетные и триплетные Б-Ь термы до п<9 и основное состояние М£П. Хотя были объединены уровни синглетной и триплетной систем со значениями орбитального квантового числа 1>3, данная атомная модель является достаточно полной для анализа переходов между высоколежащими состояниями нейтрального магния. Авторы использовали собственную модель атмосферы Солнца без хромосферного подъема температуры. Согласно расчетам Карлссона и др., значительное опустошение исследуемых уровней наблюдается только лишь в верхних слоях солнечной атмосферы, в области формирования линий ААГ2.22, 12.32мкм наблюдается незначительная недонаселенность уровней. Механизм образования эмиссии в ядре этих линий аналогичен механизму образования эмиссионных водородных линий в планетарных туманностях. Несмотря на то, что в работе [18] не учитываются неупругие взаимодействия с атомами водорода, играющие важпую роль в заселении атомных состояний в атмосфере Солнца, авторам удалось полностью согласовать теоретические и наблюдаемые профили исследуемых инфракрасных линий.
Наиболее полная работа по неЛТР-анализу солнечных спектральных линий М$, расположенных в видимой и инфракрасной областях спектра (18 линий, включая эмиссии на А ~12 мкм), была выполнена Жао и др. [114]. Исследования выполнены на основе 83-уровневой модели атома, включающей синглетные и триплетные состояния до п<9, 1<п-1 и основное состояние М$Н. Тонкая структура уровней авторами не рассматривается, хотя неучет тонкого расщепления метастабильного состояния Зр3РоД 2 при расчетах не Л ТР-населенностей приводит к преувеличению эффектов отклонений от ЛТР в переходах с этого уровня (см. пункт 2.4.1). Как и во всех рассмотренных выше работах, в [114] расчет неЛТР-населенностей уровней М^1 производился методом полной линеаризации
18
в варианте Ауэра и Хисли [9]. В число линеаризуемых переходов (т.е. тех, для которых решаются линеаризованные уравнения переноса) были включены 99 связанно-связанных и 22 связанно-свободных перехода. НеЛТР-расчеты выполнены Жао и др. па основе собственной модели атмосферы Солнца. Авторы нашли, что в атмосфере Солнца
- отклонения от ЛТР у нейтрального магния связаны с ионизацией ультрафиолетовым излучением с метастабильного уровияЗр3Р;
- неЛТР-поправки к содержанию магния Дlogeд^ITP = logc;иcЛ1P - ]ogeлтp, полученные но эквивалентным ширинам всех исследуемых линий, невелики: не превышают -Н0.07(1ех;
- только инфракрасные линии А А 8806, 8923,11828А показывают значительные неЛТР-эффекты, проявляющиеся в ядре этих линий.
Жао и др. оценили ошибки, обусловленные неопределенностями в атомных данных. Так, различия в неЛТР-содержаииях, полученных в [114] по 15 линиям при разных вариантах учета столкновений с атомами И, достигают О.Оббех. Путем согласования теоретических и наблюдаемых профилей линий В^1 в спектре Солнца Жао и др. определили эмпирические значения констант ван-дер-ваальсовского уширения Сб, а также уточнили ударные взаимодействия с атомами водорода. Таким образом, авторы добились удовлетворительного согласования профилей всех исследуемых линий 1^1, включая эмиссионные линии А12.22мкм и А12.32.мкм. Отметим, что данная работа Жао и др. по неЛТР-апализу формирования спектральных линий Мй1 в солнечной атмосфере является наиболее полной и корректной.
В работе Граттона и др. [51] исследуется статистическое равновесие для атома магния в атмосферах звезд в широком диапазоне параметров: 4000К<Тэфф <7000К, 1.5<1о^ <4.5, -3<[М/Н]<0. Модель атома состоит из 43 уровней синглетной и триплетной систем MgI до п<9 и основного состояния М^И, которые связаны между собой всего лишь 30 Ь-Ь переходами. НеЛТР-расчеты выполнены с использованием моделей атмосфер Куруца [73]. Столкновения с атомами Н рассчитываются в [51] по формуле Стинбука и Холвсгера [98] с масштабирующим коэффициентом \ogkn~0.b. Значение коэффициента определе-