ОПРЕДЕЛЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ ЖЕЛЕЗА В НЕКОТОРЫХ ЯРКИХ ЗВЕЗДАХ.

Галиев Азамат Канзафарович

Научный руководитель: Харрасов М.Х., доктор физ.-мат. наук, профессор БГУ, Баязитов У.Ш., кандидат физ.-мат. наук, доцент БГУ

Башкирский Государственный Университет, г.Уфа, Россия

Железо является одним из самых обильных элементов во Вселенной и играет заметную роль в процессах ядерного горения в недрах звезд. В связи с этим одной из актуальных астрофизических задач является определение содержания железа в фотосфере звезд 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 [1], а также на Солнце и в звездах и его причинах, если эти различия будут убедительно подтверждены.

Целью данной работы являлось определение содержания железа в звездах при отказе от ЛТР с использованием линий нейтрального железа FeI. В работе были использованы фотометрические атласы звезд Арктур, Процион и значения эквивалентных ширин для Веги из работы [2]. Для расчета содержания железа проводилось сравнение теоретических значений эквивалентной ширины с экспериментальными данными. Это сравнение показано на рис. 1. Соответствующие наблюдаемые эквивалентные ширины линий нейтрального железа FeI определены нами как для Арктура так и для Проциона.

Не-ЛТР подход при трактовке образования спектральных линий в звездных атмосферах детально рассматривает процессы заселения и опустошения уровней в атоме исследуемого элемента. Для реализации не-ЛТР подхода необходимы точная модель атома, подробная модель атмосферы изучаемого объекта, и программный алгоритм, обеспечивающий решение уравнений с большим количеством параметров.

Для расчетов эквивалентных ширин линий использовалась составленная нами по последним атомарным данным 40 - уровневая модель атома железа. Модель атома железа включает 39 уровней нейтрального железа FeI и один уровень FeII. 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.

Кроме соударений с электронами рассмотрены также ударное возбуждение и девозбуждение нейтральным водородом. Для трактовки ударных скоростей возбуждения и девозбуждения разрешенных и ионизационных переходов были использованы формулы Дравина из работы [3].

В качестве моделей атмосфер использована теоретическая модель Куруца [4]. Из сетки моделей выбраны модели для Арктура с эффективной температурой 4300 К и ускорением свободного падения log g=1.9. Для Проциона была выбрана модель с Teff = 6500 K, log g = 4.0, и микротурбулентной скоростью 1.8 км/с.

В качестве программного алгоритма использовалась программа MULTI[5], основанная на реализации метода Шармера[6] при совместном решении уравнений переноса и статистического равновесия.

В результате были получены следующие выводы. Применяя не-ЛТР расчеты содержание железа в Арктуре получилось равным log g = 7,64 ± 0,08. Для Веги получено содержание log g = 7,10 ± 0,01. Для звезды Процион получено содержание log g = 7,82 ± 0,08. Как и предполагалось, учет соударений с нейтральным водородом не привел к изменению оценки обилия в атмосфере Веги. В случае атмосферы Проциона учет влияния соударений с нейтральным водородом приводит к уменьшению оценки обилия в логарифмической шкале на 0,01 dex. Однако в случае Арктура учет влияния соударений с нейтральным водородом не привел к заметному изменению содержания. Последний факт нуждается в объяснении, поскольку отношение атомов водорода к электронам в атмосфере Арктура из за более низкой температуры последней существенно выше чем у других исследованных объектов.

Литература.
1. Галиев А.К., Баязитов У.Ш., Вестник Башгосуниверситета, 2000,№1.
2. Баязитов У.Ш., Вестник Башкирского университета, 1999, №1, с.29.
3. Drawin H.W. 1969. Z. Physik. V.225, p. 483.
4. Kurucz R., CD-roms, 1993, v.18.
5. Carlsson M. Uppsala, Astronomy observe special reports, 1986, V.33, p.1-33.
6. Sharmer G., Carlsson M., Computer physics, 1985, V.59, p.56.


e-mail: asf@asf.e-burg.ru