Определение содержания железа в фотосфере солнца
Галиев А.К., Баязитов У.Ш.
Железо является одним из самых обильных элементов во Вселенной и играет заметную роль в процессах ядерного горения в недрах звезд и Солнца. В связи с этим одной из актуальных астрофизических задач является определение содержания железа в фотосфере Солнца с высокой точностью. Следует отметить, что до сих пор оценки содержания железа по данным различных авторов даже для такого хорошо изученного астрофизического объекта, как Солнце, значительно отличаются. До сих пор является открытым вопрос о соответствии действительности различия в содержании железа на Солнце и в метеоритах и его причинах, если эти различия будут убедительно подтверждены.
В свете изложенного представляет интерес дискуссия, развернувшаяся на страницах журнала Astron & Astroph между двумя известными группами исследователей из Оксфорда [1] и Киля [2]. Первая группа настаивает на значении содержания железа, равном lg e=7.63, в то время как вторая - на величине lg e=7.51, совпадающей с содержанием железа в метеоритах. При этом важно отметить, что обе группы при расчетах использовали линии нейтрального железа (FeI) при локально-термодинамическом равновесии (ЛТР) и одинаковую модель атмосферы.
Целью данной работы является определение содержания железа при отказе от ЛТР с использованием линий FeI. Здесь используется составленная нами по последним атомарным данным 40-уровневая модель атома железа, а также современные модели атмосферы Солнца: модель Куруца и модель VAL-C. Этот подход использован нами в компьютерной реализации, предложенной в работе [3]. Для расчета содержания железа проводится сравнение теоретических значений эквивалентной ширины с экспериментальными данными. Соответствующие наблюдаемые эквивалентные ширины линий FeI определены нами для центра диска Солнца с использованием атласа [4] и для всего солнечного диска [5].
Далее опишем методику вычислений и покажем полученные результаты.
Измерение эквивалентных ширин
Как известно, очень важной особенностью спектра излучения Солнца и звезд является присутствие фраунгоферовых линий поглощения, которые дают множество детальных сведений об атмосфере Солнца и звезд, включая температуру, давление, динамику и химический состав. Однако стоит проблема интерпретации профиля спектральной линии из-за наложения линий различных химических элементов.
Одной из важнейших характеристик спектральной линии Солнца и звезд является эквивалентная ширина, которая определяется как относительное количество излучения, вычитаемое линией из непрерывного спектра:
Спектр Солнца изобилует спектральными линиями, налагающимися друг на друга, которые могут значительно исказить профиль исследуемой линии и привести к ошибочным выводам. Здесь предлагается методика очистки профиля исследуемой линии от блендирующих линий для вычисления их эквивалентных ширин и получения «очищенного профиля». Методика была реализована в компьютерной программе, написанной на языке Turbo-Pascal 7.0. Программа позволяет обрабатывать оцифрованные спектры исследуемых объектов и выдает первоначальный и очищенный от бленд профиль спектральной линии. Мы используем алгоритм очистки линии, приведенный ниже.
Выбор диапазона длин волн для исследуемой линии.
Отбрасывание точек профиля, явно отличающихся от гауссового характера.
Сравнение длинноволнового и коротковолнового крыла профиля линии.
Доплеровское ядро берется из экспериментального спектра, а далекие крылья линии аппроксимируются гауссовой (для слабых линий) и лоренцевской (сильные линии) кривыми.
Вычисление эквивалентной ширины путем численного интегрирования.
На рис. 1 показан пример применения нашей программы. Вышеизложенный алгоритм был применен к линиям нейтрального железа, наблюдаемым в центре диска Солнца [4] и для всего солнечного диска [5]. Использованные для определения содержания железа на Солнце эквивалентные ширины приведены в таблице.
Внутренняя ошибка определения эквивалентной ширины составила в среднем 5 %. На рис. 2 показан график сравнения найденных нами величин по атласу [4] и значений из работы [6].
Рис. 2. Сравнение вычисленных нами эквивалентных ширин с результатами работы [6].
Из рисунка видно, что наши результаты хорошо согласуются с литературными данными.
Методика расчетов
Не-ЛТР подход при трактовке образования спектральных линий в солнечной атмосфере [8] детально рассматривает процессы заселения и опустошения уровней в атоме исследуемого элемента. Для реализации не-ЛТР подхода необходимы подробная модель атмосферы изучаемого объекта, точная модель атома и программный алгоритм, обеспечивающий решение уравнений с большим количеством параметров.
Нами использовалась программа MULTI [3], основанная на реализации метода Шармера [9], при совместном решении уравнений переноса и статистического равновесия.
В качестве моделей атмосфер использована теоретическая модель [10]. Из сетки моделей выбраны модели со стандартными для Солнца физическими параметрами - эффективной температурой 5770 K и ускорением свободного падения равным lg g=4.44. В качестве микротурбулентной скорости принято постоянное значение x=1 км/с. В качестве альтернативной атмосферной модели спокойного Солнца использовалась полуэмпирическая модель фотосфера + хромосфера VAL-C [11], где уже заданы микротурбулентные скорости в зависимости от глубины атмосферы. Модель атома железа построена нами с помощью последних атомарных данных для FeI. Подробное описание и тестовые расчеты приведены в работе [12]. Остановимся только на некоторых деталях. Модель включает 39 уровней FeI и один уровень FeII. Значения энергий возбуждения уровней приняты согласно [13]. Всего в модель атома было включено 13 нижних термов нейтрального железа с уровнями энергии возбуждения до 4.8 эВ. Уровни между собой связывались с помощью связанно-связанных радиативных и ударных переходов, а также учитывалось по 39 связанно-свободных ударных ионизационных и фотоионизационных переходов. Поле излучения в 145 связанно-связанных разрешенных переходах и 39 фотоионизационных переходах трактовалось точно, то есть улучшалось в процессе итераций по совместному решению уравнений лучистого переноса и статистического равновесия. Ударные скорости разрешенных переходов рассчитаны согласно [14].
Для расчетов радиативных скоростей и других данных необходимо знать значения сил осцилляторов (gf) соответствующих переходов. Значения gf были взяты из работы [13]. В образовании линий железа FeI важную роль играют фотоионизационные процессы. Для уровней основного состояния aD5 FeI коэффициенты фотоионизации и их зависимость от частоты приняты согласно работе [15]. Для остальных уровней было использовано водородоподобное приближение [7].
При расчетах профилей линий учитывались следующие уширяющие эффекты: уширение вследствие излучения, квадратичный эффект Штарка и эффект Ван-дер-Ваальса. Наибольший вклад в уширение изучаемых линий вносит последний эффект, рассчитанный в книге [16].