Неравновесное образование спектра нейтрального кислорода и калия в солнечной атмосфере тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

ВВВДЕНИЕ.

ГЛАВА I. Некоторые методологические проблемы отклонения от ЛТР в атмосфере Солнца

1.1. Введение.

1.2. Основные понятия

1.3. Основные методы исследования отклонения от ЛТР в атмосфере Солнца

1.4. Основные уравнения не-^ЛТР синтеза спектра

1.5. Численные методы решения не-ЛТР уравнении

1.6. Учёт поля скоростей

1.7. Учёт неоднородности солнечной атмосферы

1.8. Учёт частичного перераспределения излучения по частоте.

1.9. Выводы • •

ГЛАВА 2. Метод расчёта и его црограммное обеспечение

2.1. Введение

2.2. Метод расчёта

2.3. Программное обеспечение

2.4. Выводы.

ГЛАВА 3. Неравновесное образование спектральных линий калия в атмосфере Солнца.

3.1. Обзор исследований по образованию линий калия в атмосферах Солнца и звёзд

3.2. Данные для вычислений.

3.2.1. Модель атома калия.

3.2.2. Атомные данные

3.2.3. Коэффициент поглощения в континууме

3.2.4. Модели атмосферы

3.2.5. Содержание калия

3.3. Результаты и сравнение с наблюдениями

3.3.1. Наблюдения

3.3.2. Влияние многоуровенной структуры

3.3.3. Влияние фотопроцессов в субординатных свободно-связанных континуумах

3.3.4. Чувствительность к температуре резонансной линии Л 7699 • ••••.

3.3.5. Неопределённости в содержании

3.4. Выводы

ГЛАВА 4. Неравновесное образование спектральных линий кислорода в атмосфере Солнца

4.1. Обзор исследований по образованию линий кислорода в атшсферах Солнца и звёзд

4.1.1. Особенности диаграммы тершв

4.1.2. Наблюдаемые свойства линий

4.1.3. Интерпретация наблюдений

4.1.4. Выводы.

4.2. Данные для вычислений.

4.2.1. Модель атома кислорода.

4.2.2. Атомные данные.

4.2.3. Накачка линией водорода Lp.

4.2.4. Диссоциация молекулы СО.

4.2.5. Модель микро- и макротурбулентной скорости

4.3. Роль радиативных процессов в заселении уровней атома кислорода

4.3.1. Методы исследования.

4.3.2. Радиативная взаимосвязь линий отсутствует

4.3.3. Радиативная взаимосвязь линий учитывается.

4.3.3.1. Используемые модельные задачи.

4.3.3.2. Квинтетная система поля излучения

4.3.3.3. Тришгетная система поля излучения.

4.3.3.4. Поле излучения в свободно-связанных континуумах 01.

4.3.4. Выводы.

4.4. Чувствительность излучения, выходящего из атмосферы в линиях кислорода 01, к параметрам решения.

4.4.1. Эффекты дискретизации по глубине

4.4.2. Влияние диссоциации молекулы СО.

4.4.3. Эффекты накачки/,^ 0 уровня

4.4.4. Влияние ударной взаимосвязи триплет-ной и квинтетной систем

4.4.5. Роль рекомбинационно- каскадных процессов при формировании

Л 1355-8 А.

4.4.6. Роль ударного возбуждения уровня б5°.

4.4.7. Влияние модели атмосферы.

4.4.8. Вывода.

4.5. Отклонение от ЛТР в солнечных линиях 01.

4.5.1. Линии триплета 7772-5 А.

4.5.2. Линии триплета 8446 А

4.5.3. Линии резонансного интеркомбинационного дублета 1355-8 А.

4.5.4. Линии резонансного триплета

1302-6 А.

4.5.5. Вывода

4.6. Сравнение с наблюдениями

4.6.1. Наблюдения

4.6.2. Линии триплета 1302-6 А.

4.6.3. Линии триплета 7772-5 А.

4.6.4. Линии триплета 8446 А.

4.6.5. Вывода.

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 осцилляций, для выяснения неоднородной структуры атмосферы, оцределения 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 шнохроматоров двойной дифракции, Фурье-спектрографов 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.

Что касается второй цроблемы, то до недавнего времени при расчёте линий широко пользовались выводами теории, основанной на предположении о выполнимости локально-тершдинамического равновесия (¿ИГР) в атмосферах Солнца и звёзд. Гипотеза об ЛТР привлекала и привлекает исследователей простотой расчёта профилей линий. Но цростота не может служить оправданием для её применения. Рассчитывать с помощью ЛТР-теории линии ряда химических элементов с точностью, близкой к точности наблюдений, удаётся не всегда. Это эмиссионные линии в спектрах горячих звёзд, ультрафиолетовые эмиссионные линии на Солнце, звёздные и солнечные линии Н и К Call, и линии Н, Не, Ре, Лайман-континуумо

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 0 и В звезд; »анализ поля скоростей в гигантах и сверхгигантах класса АО нЦЮ; расчёт полуэмпирических моделей атмосферы Солнца и т.п.

Осознание важной роли не-ЛТР эффектов в спектральных линиях звёзд и Солнца стало возшжным благодаря созданию так называемой неравновесной иж 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, плоско-параллельной атмосферы, двухуровенного атома и полностью некогерентного излучения в линии. Решение проблема отклонения от ЛТР в рамках данного приближения является идеализированным.

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 некогерентность излучения;

- многоуровенную структуру атомов, сталкивается с рядом трудностей, не решённых до сих пор.

Нелинейность поля излучения какой-плибо 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 методы 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 радиативных 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 ЕС-1022 занимает несколько тысяч часов машинного времени. Численные методы и их реализация 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 других линиях нфешён 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 нацра-влении будут щедро вознаграждены интересными результатами" С1 ,ч.2, с.179Д,

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, т,к. 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 о о

01: триплета 1302-6 А и дублета 1355-8 А.

4!; Не рассматривалась роль водородного излучения в Лайман-континууме при заселении уровней кислорода,

5, Не известна роль накачки излучением водородной линии уровней квинтетной системы 01, её влияние на профили линий красных о 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 уда

5^ 0 о ра в заселении нижнего уровня ¿э триплета 7772-5 А.

8. Не известно, как повлияют не-ЛТР эффекты на чувствительность линий 01 к физическим условиям солнечной атмосферы, о

9. Не известна чувствительность резонансной линии К1 7699 А к эффектам взаимосвязи и неопределённостям в скоростях фотоионизации,

10» Представляет интерес проанализировать чувствительность }\.7699 к температуре в области её 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 * но оно разработано для ЭВМ типа С & 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-пШГР синтеза солнечных линий и их программных версий на ЭВМ типа ЕС, наиболее распространённых в советских астрономических учреждениях и принципиально отличающих— ся от СЙ) 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-ДТР синтез спектра проводится для заданной однородной плоско-параллельной 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 сошестной 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[2] . 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].При 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 исследуемэй 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-профшшми 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 длфш 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 населённостей 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 населённостей 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.

В частности, нами получены:

1. Количественные оценки коэффициентов отклонения от ЛТР для семи уровней атома К1 и двенадцати - 01;' их распределение по высоте в атмосфере Солнца от переходной области хромо сфера-но-рона до фотосферы включительно.

2. Количественные оценки с учётом отклонения от ЛТР средней интенсивности излучения и потоков в линиях и свободно-связанных континуумах:

Для калия К1

- в мультиплетных линиях - 4046, 4642, 11695, 11775, 12525, оо

27121, 31460 АА;

00

- в линиях резонансного дублета 7665, 7669 АА; о о

- в свободно-связанных континуумах в интервале от 457 А до 9330А.

Для кислорода 01

- в мультиплетных линиях 1355-8, 1302-6 , 2972 , 5579 , 6302 , 7772-5, 8446, 9266, 11289 АА; о о

- в свободно-связанных континуумах от 500А до 8050А.

3. Количественные оценки не-ЛТР эффектов в профилях линии 7669 К1, резонансных линий 01 интеркомбинационного дублета 1355.6, оо оо

1358.5 АА, триплета 1302.2, 1304.8, 1306.0 АА, красных триплетов 01 7771.9, 7774.2, 7775.4, 8446.3, 8446.4, 8446.8 АА для различных положений на диске Солнца; значения функций источника в этих линиях. На таком интервале высот и для таких многоуровенных моделей, как семиуро венная - атома К1 и модель атома 01, включающая одновременно синглетную, триплетную, квинтетную систему уровней 01 и три уровня ОН, подобные оценки получены впервые. К числу новых результатов можно также отнести:

4. Доказательство малой роли эффектов диссоциации молекулы СО и накачки линией -водорода для линий красных триплетов 7772-5 А, 8446 А 01.

5. Исследование накачки уровней атома 01 и ОН водородным излучением в Лайман-континууме.

6. Исследование роли радиативных процессов в заселении уровней атома 01. . . .

7. Вывода о важной роли модели солнечной атмосферы при рассмотрении вопроса об отклонении от ЛТР ионизационного равновесия кислорода 01.

8. Нами обнаружен эффект значительного усиления чувствительности о эквивалентных ширин линий триплета 7772-5 А для зависимости центр-край к физическим условиям солнечной атмосферы,- когда во внимание принимается их неравновесное образование. о о

9. Показана важная роль каскадных переходов 7772-5 А, 9266 А при о формировании линий интеркомбинационного дублета 1355-8 А.

10. Обнаружена значительная чувствительность линий резонансного дублета К1 к распределению температур! в области температурного минимума.

11. Подтверждено, что при формировании линий резонансного триплета о

01 1302-6 А на диске Солнца наиболее существенными будут эффекты -накачки. Основными положениями, выносимыми на защиту, являются:

1. Интерпретация процессов неравновесного образования линейчатых спектров нейтрального кислорода и нейтрального калия в атмосфере Солнца.

2. Результаты количественных оценок не-ЛТР эффектов на населённости уровней, функции источников и линии 01 и ОН.

3. Методика, алгоритм и программная версия не-ЛТР синтеза солнечных линейчатых спектров на ЭВМ типа ЕС.

Работа состоит из введения, четырёх глав, заключения и приложения.

Результаты данной работы могут найти практическое применение:

1. При исследовании физических условий в атмосфере Солнца, а именно:

- при изучении спикульной структуры хромосферы;

- для диагностики хромосферы по резонансным линиям 01 и фотосферы по линиям триплета 7772-5 01 и резонансного дублета К1;

- при интерпретации солнечных осцилляции по линии 7699 К1;

- для косвенного анализа солнечного водородного излучения в линии Лайман-континууме.

2. При обсуждении нерешённого до сих пор вопроса о механизмах нагрева хромосферы. Ответ на него зависит в значительной степени от знания точного значения температуры в области температурного минимума. Расширение списка линий, чувствительных к этой области, за счёт резонансных линий К1 должно уменьшить здесь температурную неопределённость.

3. При изучении спектра Солнца как звезды.

4. При интерпретации звёздных спектров. В частности, дня объяснения зависимости силы линий триплета 7772-5 01 в спектрах холодных гигантов от их светимости.

5. При уточнении содержания калия и кислорода в атмосфере Солнца.

6. Разработанная програмная версия для ЭВМ типа ЕС делает реальным использование не-ЛТР методов при интерпретации солнечных спектров и у нас в Советском Союзе, а не только за рубежом.Это должно значительно повысить надёжность информации о физике, динамике и структуре атмосферы Солнца, извлекаемой из спектральных линий.

Основные результаты диссертации неодновдатно докладывались на семинарах ГАО АН УССР, Орловских чтениях (1981г.), на конференциях молодых учёных (г.Киев, 1979г. ,1981г.), всесоюзных совещаниях проблемно-тематической группы "Радиация и строение солнечной атмосферы" ( 1979г., г.Киев, 1982г., г.' Москва, 1983г., г.Баку), на пленумах секции "Солнце" (1980г., г.Кисловодск, 1984г., г.Киев), на У1 и У11 Европейской региональной конференции по астрономии в Югославии (1981г.) и Италии (1983г.)> Результаты опубликованы в следующих статьях:

1. Щукина Н.Г. Отклонение от локально-термодинамического равновесия в атмосфере Солнца. Методология проблемы, функция источника в линии. Препринт ин-та теор. физики АН УССР, ИТФ-80-ЗЗР, Киев, 1980, 46с.

2. Щукина Н.Г. Отклонение от локально-термодинамического равновесия в атмосфере Солнца. Итоги исследований. Астрометрия и астрофизика, 1981, вып.44, с.24-35.

3. Шукшина Н.Г. Анализ солнечного спектра калия с учётом отклонения от ЛТР.1. Начальные оценки населённостей энергетических уровней. Астрометрия и астрофизика, 1981, вып.45, с.13-20.

4. Щукина Н.Г., Александрова И.И. О роли некоторых параметров при не-ЛТР синтезе солнечного спектра нейтрального калия К1: Много-уровенная структура. Солн. данные, 1982,№12, с.100-104.

Александрова И.И., проходившая преддипломную практику в отделе физики Солнца ГАО АН УССР, участвовала в расчёте сечений фотоионизации К1 методом квантового дефекта. Ею также отлажена программа расчёта скоростей возбуждения и ионизации электронным ударом уровней К1.

5. Щукина Н.Г. 0 роли некоторых параметров при не-чДТР синтезе солнечного спектра нейтрального калия К1: II. Фотоионизация.

Солн. данные,1983, Ж, с.71-77.

6. Stchukina N.G. The analysis and observation of the neutral spectrum of potassium in the Solar atmosphere. - In Sun and Planetary System. Holland, 1982, p.103 - 104.

7. Щукина Н;Г. Неравновесное образование линий нейтрального кислорода в солнечной атмосфере. - Препринт ИТФ - 84 - 75Р, Киев, 1984, 31 с.

Г I А В A I

НЕКОТОРЫЕ МЕТОДОЛОГИЧЕСКИЕ ПРОБЛЕМЫ ОТКЛОНЕНИЯ

ОТ ЛТР В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА

I.I. Введение

Из линейчатых спектров более чем семидесяти элементов, наблюдающихся на диске Солнца, исследование не-ЛТР эффектов проводилось приблизительно лишь для двадцати. Это спектры водорода, гелия,лития, кислорода, калия, углерода, кремния, стронция; кальция, магния, натрия, титана, железа, бария и некоторые другие. Результаты данных исследований, итог которым подводился в обзорах[4,5J , вкратце можно свести к следующему:

1. Отклонение от ЛТР следует ожидать в линиях, которые формируются в слоях, начиная с а именно: а) в линиях, образующихся в фотосфере (линии CI, VI, 01, ТсХ, Pel, KI; б) в линиях, в образование которых вносит вклад хромосфера (Call Н и|к, McjII^nk , сильные линии Pel, инфракрасный триплет Call, Ball, Са1Л4227,Я/\/а1 и т.п.). Эти линии испытывают наиболее существенное отклонение от ЛТР; в) в области температурного минимума возбуждённые уровни ряда химических элементов (С, ВС , Ре) оказываются недонаселённы-ми .

2. В указанных слоях нарушение ЛТР может проявиться в линиях любой силы: . а) в слабых линиях, особенно с низким потенциалом возбуждения и относящихся к малообильным элементам; б) в ядрах сильных линий с хорошо развитыми крыльями. Здесь отклонение от ЛТР наиболее велико; в) крылья сильных линий наименее чувствительны к не-ЛТР эффектам.

3. Запрещённые линии фраунгоферова спектра, вероятно, имеют локально-термодинамические функции источника [6-8] .

4. Видимый, инфракрасный, миллиметровый и сантиметровый непрерывный спектры формируются в условиях ЛТР. В ультрафиолете (у1 * о о

2500 А - 912 А и Лайман-континуум) есть ряд данных об отклонении континуума от ЛТР. Изложенные выводы носят в основном качественный характер. Несмотря на многочисленную литературу, вопрос о величине не-ЛТР эффектов и некоторые проблемы неравновесного образования спектров уже исследовавшихся элементов ещё не решены до конца. Возможность решить их в значительной степени зависит от состояния современной не-ЛТР теории образования линий в звёздных атмосферах. Обзору работ в данной области мы и посвящаем эту главу. Её основная цель-выбрать метод исследования, который в рамках современной теории позволит выполнить задачи, изложенные во введении к нашей работе.

Для этого мы уточним, что имеется в виду, когда говорят об отклонении от ЛТР в атмосферах Солнца и звёзд; рассмотрим способы определения не-ЛТР эффектов для линий, численную их реализацию, пределы, в которых они работают; обрисуем основные направления развития не-ЛТР исследований.

1.2. Основные понятия

Локально-термодинамическое равновесие газа - это стационарное состояние газа, для которого должны выполняться следующие соотношения [9] :

I. Распределение всех видов частиц, образующих данный газовый ансамбль, по скоростям подчиняется закону Максвелла:

Л£=а,.яг £ХР(-^АV ¿V (1)

1 1 (2Кть!Т)% г кТ ' n¿ - число частиц i -ого вида (из общего числа H¿ ), скорости которых заключены в пределах от V до ЪЦ-dlT.

2. Степень возбуждения атошв следует формуле Больцмана: 9<¿)~vn.fE¿¿—Ea,¿\ го)

7-( h i ) g * VLU¿- населённости С и Ц-го уровней ь -ой стадии ионизации атома; ^ , ^ - статистические веса этих уровней; , - потенциалы возбуждения.

3. Степень ионизации описывается формулой Саха: ы Yl st+i о Us+t ntEuá-Eis.i\ (з)

Vi > U ~ °°щее 4110,710 атомов и функция по состояниям атома в +1)—ой стадии ионизации; Ц - электронная концентрация.

4. Отношение коэффициента излучения ^ к коэффициенту поглощения /р в данной частоте \) равно функции Бланка Е>р , являющейся интенсивностью излучения абсолютно чёрного тела:

4)

Интенсивность излучения Iq может сколь угодно отличаться от функции Планка с локальной температурой Т, лишь бы это не приводило к нарушению условий (I) - (4). Локальная температура в общем случае меняется при переходе от одного места к другому. Поток излучения отличен от нуля.

Для процессов столкновений строго выполняется детальный баланс:

Сел - К Сие (5)

Между различными процессами излучения допускается компенсация:

У щ Яш = *« Т Kt (6) п Л Utl u*t

K¿u , - скорости перехода под действием излучения и ударов с i -го уровня атома на U. - ый.

При этом возбуждение и ионизация атомов столкновениями стремится установить распределение Больцмана, (поскольку распределение частиц максвелловское), а возбуждение и деактивация излучением будет его нарушать (т.к» средняя интенсивность излучения^фВ^ ). Следовательно, достаточным условием применимости предположения о локально-термодинамическом равновесии газа является малая роль радиативных процессов по сравнению с ударными.

Нарушение всех или некоторых из условий (I) - (4) обычно рассматривается как отклонение от локально-термодинамического равновесия. В литературе подобное состояние газа называют не-ЛТР или неравновесным состоянием. При не-тЛТР отношение ^ к ^ равно некоторой функции источника » зависящей от свойств среды и определяемой следующим образом:

4 --1— С^ 4- <С (7) о ^

- функция источника в континууме: (в)

5 - функция источника в линии: Си , у * ец=(^мф,(в&1'1е-в11(пц) (ii) , ^ - коэффициенты поглощения и эмиссии в линии в предположении, что профиль вынужденной эмиссии и поглощения совпадают; ^ , - коэффициенты поглощения и эмиссии в континууме.

12)

- вероятность спонтанного перехода вниз из и - го состояния атома в С -ое: МШУ) Ьаг (13)

-23- вероятность эмиссии под действием излучения; Вец - вероятность поглощения излучения:

Во, = (%/%) Ъе (14) - профиль излучения в линии: - профиль поглощения в линии:

Отклонение от ЛТР начинает проявляться, когда на состояние ионизации и возбуждения газа сильное влияние оказывает поле излучения. Населённость энергетических уровней атома будет определяться комбинацией ударных и радиативных процессов, без предположения, что или ударные, или радиативные процессы находятся в детальном балансе. Одним из примеров не-ЛТР является чистое рассеяние (когерентное или некогерентное), когда столкновения отсутствуют и сохраняется детальный баланс излучений.

Как видно из вышеизложенного, выяснение степени отклонения от ЛТР в атмосфере Солнца или звёзд должно сводиться к проверке условий (1)-(4).

Чаще всего условие (I) вообще не проверяется. Согласно БёмСю] и другим авторам предположение о том, что в стационарной звёздной атмосфере скорости электронов удовлетворяют распределению Максвелла с некоторой электронной температурой Те , является хорошим приближением. Для атомов и ионов, как отмечалось ИвановымГЭ] , дело обстоит сложнее. Предположение о максвелловском распределении скоростей поглощающих атомов, находящихся в основном состоянии, как правило, не вызывает сомнений. Но применять его к возбуждённым атомам следует с осторожностью. За неимением лучшего оно всё же используется и в этих случаях.

В силу сказанного исследование отклонения от ЛТР в атмосфере Солнца обычно сужается до проверки условий (2)-(4). Причём проводится оно не для всего газового ансамбля, а только для отдельных подсистем (атомов конкретных химических элементов, молекул и т.п.), Более того, условие (2)-(4) анализируется лишь для отдельных переходов и уровней данной модели атома. В частном случае некогерентного излучения % = Ф^ выполнение соотношения Больцмана-Саха для рассматриваемого перехода автоматически влечёт за собой равенство функции источника в линии ^ функции Планка. При равенстве этих функций в континууме = исследование отклонения от ЛТР в случае некогерентного излучения ещё более сужается и сводится к проверке только одного из условий (2)-(4). Следует отметить, что равенство = для данного перехода ещё не означает с необходимостью, что уровни атома заселены как при ЛТР. Оно означает лишь, что отношение населённостей описывается формулой Саха или Боль-цмана. И наоборот, если отношение населённостей удовлетворяет условию (2) или (3), функция источника в ливши всё-таки может отличаться от функции Планка. Причиной этому служит частичная некогерентность излучения {%/Фо ¥■!)•

4.6.4. Выводы

Сравнение не-ЛТР расчётов профилем линий триплета 7772-5, триплета 1302-6, триплета 8446 с наблюдениями приводит нас к следующим выводам:

1. Для объяснения наблюдаемых особенностей линий триплета 1302о

6 А необходимы два условия:

- учёт их неравновесного образования;

- учёт эффектов накачки линией Lß уровня 01.

2. Основную роль для улучшения согласия с наблюдениями центр-край теоретических кривых70f4) и профилей линий триплета 7772-5 А играет:

- учёт их неравновесного образования;

- уточнение модели фотосферы в области формирования данного триплета.

3. Основная причина отсутствия согласия между наблюдаемым и о не-ЛТР -профилем линий триплета 8446А является ненадёжный совместный синтез линий 8446 01 с линиями 8446.42 Fei и 8446.56 Fei.