ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 19.10.2024
Просмотров: 175
Скачиваний: 0
140 |
ГЛАВА 4 |
параметров. Обычно полезно провести предварительный диффе ренциальный или другой приближенный анализ содержания элементов, чтобы уменьшить неопределенности этих трех пара метров. Затем выбирается набор моделей, который охватывает всю область неопределенности Те, lg g и содержания элементов. Вычисления проводятся для всех этих моделей, а окончатель ные результаты берутся из модели, которая дает наилучшее со гласие с наблюдениями. Может случиться, что ни одна модель не даст согласующихся с наблюдениями результатов, в таком случае нужно исследовать дополнительные модели.
4.11. СОДЕРЖАНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ
Если известна эквивалентная ширина линии, сила осцилля тора f и модель атмосферы, то можно определить содержание элемента. Вычисляются эквивалентные ширины для различных значений содержания элемента и путем интерполяции находится содержание, соответствующее измеренной эквивалентной ши рине. Метод вычисления эквивалентных ширин был описан в разд. 2.12.
Каждая линия имеет свою собственную кривую роста, но на практике кривые роста для многих линий настолько похожи по форме, что можно пользоваться единой кривой. Это особенно относится к слабым линиям и линиям «первой» переходной об ласти (ср. разд. 2.9). Многие из таких линий можно обрабаты вать по следующей схеме:
1. Для данной области длин волн потенциал возбуждения % считают равным среднему потенциалу возбуждения изучаемых линий.
2. Для линии с потенциалом возбуждения % и предваритель ной оценкой содержания элемента вычисляют lg F в функции
а= lg gf.
3.Для одного значения aw (%) вычисляют значения lg Fw(x) для потенциалов возбуждения используемых линий. aw (х) под
бирается так, чтобы значение lg Fw попало на прямолинейный участок кривой роста с наклоном 45°.
Если мы считаем форму кривой роста одинаковой для всех потенциалов возбуждения, то при заданной эквивалентной ши рине различные кривые будут отличаться только по величине абсцисс а(х). Для прямолинейных участков кривых роста с на клоном 45° смещения абсцисс можно определить, сравнивая
пару точек с одинаковой ординатой. |
|
|
Определим |
величину D(x, у) соотношением (рис. 4.11.1) |
|
° ( Х . x) = |
[l g ^ ir ( х ) ~ aw (x)] — [ I g / V M — |
(4.11.1) |
где все линии |
слабые. Тогда абсциссу а(х) для |
любой эквива |
КОЛИЧЕСТВЕННЫЙ ХИМИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР 141
лентной ширины можно получить из абсциссы а(%) кривой ро ста для среднего потенциала возбуждения % по формуле
а(%) = |
а ( х ) + |
D(x, %). |
(4 .1 1 .2 ) |
Если предварительная |
оценка |
содержания |
элемента верна |
и если эквивалентные ширины линий измерены точно, то для данной линии получим
аЬО — lg g / = 0- |
(4.11.3) |
В соответствии с этим можно определить новую величину А для каждой наблюдаемой линии, которую нужно прибавить к лога-
Рис. 4.11.1. Определение содержания элемента из кривой роста по линии с потенциалом возбуждения %.
рифму предполагаемого содержания элемента, чтобы получить согласие с наблюдениями:
Д = а(х) + D(%, х) — \ggf- |
(4.11.4) |
Кривые роста с длиной волны меняются медленно. Для звезд типа Солнца можно применять эту процедуру к интервалам длин волн в сотни ангстремов.
Более сильные линии должны обрабатываться по отдельно сти или очень маленькими группами, объединяющими линии с одинаковыми постоянными затухания. Особого подхода требует рассмотрение бленд (из двух или трех линий) и последователь ные вычисления широких спектральных областей. В основе этих вычислений лежат те же самые принципы, что и при вычисле нии контуров простых линий; единственное существенное раз личие— машинное время.
Метод определения содержания элементов, который мы опи сали, использует допущение о локальном термодинамическом равновесии. В разд. 2.6 рассмотрена обоснованность этого допу щения. Наша точка зрения заключается в том, что для ряда категорий звезд предположение об ЛТР правомерно. Сомнения
142 ГЛАВА 4
могут вызывать ядра сильных линий, для которых, по-видимому, в настоящее время нет адекватной теории.
В |
этом случае можно |
рекомендовать эмпирический под |
ход. |
Следует до тех пор |
подгонять «граничную» температуру |
Т(%= 0) звезды, пока не воспроизведутся наблюдаемые интен сивности в центре сильных линий. Это осуществимо для боль шинства сильных линий Солнца, и есть основания полагать — также и для других звезд *). Затем следует проводить вычисле ния так, как будто условие ЛТР выполняется на всех глубинах. Эквивалентные ширины слабых и сильных линий довольно не чувствительны к этой «граничной» температуре. Наибольшее влияние Т(х = 0) оказывает на линии промежуточной силы с низкими потенциалами возбуждения, контуры которых заост ряются при понижении граничной температуры. Было бы по лезно провести детальное исследование воздействия «граничной» температуры (возбуждения) на оценку содержания элементов в звезде.
4.12. СИСТЕМА ФИЗИЧЕСКИХ ПОСТОЯННЫХ
Точность определения содержания химических элементов ме тодом спектрального синтеза ограничивается точностью системы физических постоянных, используемых при теоретических рас четах. В первую очередь это касается системы сил осциллято ров, но для сильных линий нужно рассматривать и параметры затухания.
В настоящее время наши знания об этих фундаментальных постоянных весьма неполны. Как ни печально, но понимание экспериментальных и теоретических методов, при помощи кото рых получают эти параметры, нередко ускользает от исследова телей звездных атмосфер. Ряд «аномальных эффектов» в звезд ных спектрах, обсуждавшихся в литературе, оказался лишь следствием недостаточного знания основных физических данных.
Не обязательно, чтобы исследователь химического состава был специалистом по силам осцилляторов и константам зату хания, но абсолютно необходимо, чтобы он отдавал себе полный отчет в достоверности физических величин, которые использует. Для звезд поздних классов полезно проверять весь метод ана лиза содержания элементов, применив его сначала к Солнцу. Если этот метод не даст для Солнца согласующихся результа тов, то вряд ли можно ожидать, что он подойдет для других звезд.
В последующих разделах мы будем считать, что системати ческие ошибки в постоянных затуханиях и силах осцилляторов
*) Если звезда быстро вращается, то наблюдаемые глубины в центре линии следует исправить за искажение вращением (гл. б).
КОЛИЧЕСТВЕННЫЙ ХИМИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ ЗВЕЗДНЫХ АТМОСФЕР ИЗ
уже исследованы и достаточно малы. Статья Корлисса [32] по Nil содержит много методов проверки спектроскопических дан ных.
4.13. ОБЫЧНАЯ ПРОВЕРКА РЕЗУЛЬТАТОВ
Когда из данной модели получено предварительное содер жание элементов, оно должно быть подвергнуто тщательной проверке. Унзольд заметил, что хороший «грубый» анализ луч ше плохого «тонкого». В литературе имеется ряд определений содержания элементов, которые служат иллюстрацией этого за мечания. Ниже рассмотрено несколько элементарных тестов для проверки полученного содержания элементов.
4.13.1. Микротурбулентность. Не должно быть корреляции найденного содержания элемента с интенсивностями используе мых линий *). Лучший контроль правильного выбора микротур булентной скорости — отсутствие такой корреляции. Конечно, если содержание элемента, определенного по самым сильным линиям, отклоняется от среднего, то следует искать другую при чину. Эквивалентные ширины на затухающей части кривой ро ста не зависят от микротурбулентной скорости (разд. 2.8). Нужно также иметь в виду систематические ошибки в измере ниях эквивалентных ширин. Для линий на плоской части кри вой роста такие ошибки нельзя отделить от микротурбулентно сти. При исследовании звезд можно ожидать систематических ошибок для самых слабых линий.
4.13.2. Корреляция с потенциалом возбуждения. Полученное содержание элементов не должно зависеть от потенциалов воз буждения использованных линий. Наличие такой корреляции показало бы, что оценка температуры ошибочна для тех глубин модели атмосферы, где образуются линии.
4.13.3.Содержание элемента, определенное по двум стадиям ионизации. Для двух стадий ионизации содержание элемента должно получаться одинаковым. Если это не так, то нужно ис следовать каждую возможную причину. Может быть, необхо димо вновь проделать вычисления для каждой линии в отдель ности или учесть источники уширения линий, которыми раньше пренебрегали. Можно также ожидать небольшого различия в микротурбулентной скорости или в значении параметра г0 для атомов и ионов.
4.13.4.Корреляция содержания элемента с длиной волны.
Многие измерения эквивалентных ширин в звездных спектрах подвержены систематическим ошибкам, зависящим от длины
*) В теории зависимость микротурбулентности от глубины может при водить к некоторой слабой корреляции. При современном уровне точности наблюдений такими эффектами в звездах можно пренебречь.
144 |
ГЛАВА 4 |
волны. Иногда зависимость настолько проста, что можно при менить эмпирические поправки, например, когда несогласующиеся линии лежат в области максимума или провала чувстви тельности эмульсии.
4.14.ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНЫЕ ЗАМЕЧАНИЯ
Внастоящее время нет ни одной звезды, для которой был бы полностью применен метод спектрального синтеза, за исключе нием, может быть, Солнца. Поэтому мы не уверены, что эта теория будет адекватной. Может случиться, что даже в нор мальных звездах более точные данные и тщательный анализ приведут к обнаружению явлений, которые нельзя объяснить имеющимися методами,
Г ЛАВ А 5
Теория уширения линий
5.1.ВВЕДЕНИЕ
До сих пор при изучении спектров звезд мы не касались детального рассмотрения многих причин уширения линий или образования их. Профили линий и механизмы уширения очень важны для понимания природы звездных спектров, поскольку можно наблюдать лишь излучение, проинтегрированное по все му диску звезды. Даже при наблюдениях Солнца наши спектро граммы еще не достигли того пространственного разрешения, которого было бы достаточно, чтобы получить, скажем, спектр отдельной гранулы, так что лучшие солнечные спектры все еще представляют усреднения по грануле и области между грану лами.
К сожалению, в принципе нельзя разобраться в действии всевозможных причин, определяющих контуры и эквивалентные ширины спектральных линий, исходя только из одних наблюде ний. Единственное, что остается — это попытаться понять доста точно полно природу действующих явлений и затем на основе наблюдений количественно определить степень эффективности каждого явления.
В общих чертах можно разделить механизмы уширения ли ний на две категории: 1) механизмы, которые могут менять эк вивалентные ширины спектральных линий, и 2) механизмы, ко торые меняют только контур линии, оставляя без изменения эквивалентную ширину. Теперь рассмотрим эти различные ме ханизмы по отдельности.
5.2.ПРИЧИНЫ УШИРЕНИЯ ЛИНИЙ В ЗВЕЗДАХ
5.2.1.Механизмы, способные изменять эквивалентные ши рины. а. Микротурбулентность. Удобнее всего определять аст
рономическую микротурбулентность по допплеровским шири нам AAd в кривых роста. Можно полагать, что кинетические движения газа в тех областях звезды, где образуются спект ральные линии, определяются температурой, которая мало от личается от эффективной температуры, или от цветовой темпе ратуры, или от температуры возбуждения атомных уровней