Багаторівневі задачі переносу випромінювання та діагностика сонячної і зоряної атмосфер

Размещено на http://www.allbest.ru/

НАЦІОНАЛЬНА АКАДЕМІЯ НАУК УКРАЇНИ

ГОЛОВНА АСТРОНОМІЧНА ОБСЕРВАТОРІЯ

УДК 523.942+523.982+524.3-852

БАГАТОРІВНЕВІ ЗАДАЧІ ПЕРЕНОСУ ВИПРОМІНЮВАННЯ ТА ДІАГНОСТИКА СОНЯЧНОЇ І ЗОРЯНОЇ АТМОСФЕР

01.03.03 - геліофізика і фізика Сонячної системи

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня

доктора фізико-математичних наук

Щукіна Наталія Геннадіївна

Київ - 2001



Дисертацією є рукопис

Робота виконана в Головній астрономічній обсерваторії Національної академії наук України, м. Київ

Офіційні опоненти: доктор фізико-математичних наук, професор Іванов Всеволод Володимирович, Санкт-Петербургський Державний університет, Росія; завідувач кафедрою;

доктор фізико-математичних наук Степанян Наталія Миколаївна, Кримська астрофізична обсерваторія Міністерства освіти і науки України; провідний науковий співробітник;

доктор фізико-математичних наук Павленко Яків Володимирович, Головна астрономічна обсерваторія НАН України, м. Київ; провідний науковий співробітник.

Провідна установа: Астрономічна обсерваторія Одеського університету ім. І. І. Мечнікова Міністерства освіти і науки України, м. Одеса

Захист відбудеться 20 грудня 2001 р. на засіданні спеціалізованої вченої ради Д 26.208.01 при Головній астрономічній обсерваторії НАН України за адресою: ГАО НАНУ, 03680 МСП, м. Київ, вул. Академіка Заболотного, 27. Початок засідань о 10 годині.

З дисертацією можна ознайомитися у бібліотеці ГАО НАНУ за адресою: ГАО НАНУ, 03680 МСП, м. Київ, вул. Академіка Заболотного, 27.

Автореферат розісланий 19 листопада 2001 р

Вчений секретар

спеціалізованої вченої ради

кандидат фізико-математичних наук Васильєва І. Е.



АНОТАЦІЯ

Щукіна Н.Г. Багаторівневі задачі переносу випромінювання та діагностика сонячної і зоряної атмосфер. - Рукопис.

Дисертація на здобуття наукового ступеня доктора фізико-математичних наук за спеціальністю 01.03.03 - геліофізика і фізика Сонячної системи. - Головна астрономічна обсерваторія НАН України, Київ, 2001.

У дисертації наведено результати розв'язку багаторівневих задач переносу випромінювання в одно- та тривимірних гідродинамічних моделях атмосфер Сонця і зір для реалістичних моделей атомів. Виявлено новий механізм заселення рівнів атомів, названий сифонним. Пояснено причини емісії сонячних інфрачервоних ліній декількох хімічних елементів, які виникають в переходах між рідбергівськими рівнями. Для великої сітки моделей холодних зір розраховано НЛТР поправки до вмісту літію. Розглянуто НЛТР утворення ліній Fe I в незбуреній сонячній атмосфері, плямах, гранулах і міжгранулах та атмосфері металодефіцитної зорі гало. Проведено температурну діагностику різних сонячних структур. Розглянуто проблему вмісту заліза в фотосфері Сонця та в металодефіцитних зорях. Баготорівневу задачу переносу випромінювання в лініях Fe I вирішено за допомогою програмного забезпечення NATAJA, розробленого автором.

Ключові слова: перенос випромінювання, НЛТР, Сонце, фотосфера, грануляція, плями, зоряні атмосфери, вміст хімічних елементів.



ABSTRACT

Shchukina N.G. Multilevel radiative transfer and diagnostics of the solar and stellar atmosphere. - Manuscript.

Doctor degree thesis. Speciality 01.03.03 - heliophysics and physics of solar system. - Main Astronomical Observatory of National Academy of Sciences of Ukraine, Kyiv, 2001.

The thesis deals with solution of multilevel radiative transfer problems in one- and three-dimensional hydrodynamic models of solar and stellar atmospheres for realistic atomic models. The optical siphoning NLTE mechanism is identified. The formation of the infrared Rydberg emission lines in the solar spectrum is explained. The NLTE abundance corrections for lithium across an extensive grid of stellar model atmospheres are specified. The NLTE Fe I line formation problem in one-dimensional models of the solar photosphere and sunspots, three-dimensional granulation models of the solar and metal-poor star atmospheres are studied. The diagnostics of the thermal structure of different solar patterns are carried out. The iron abundance problem in the solar photosphere and metal-poor star are considered. The self-consistent solutions of the kinetic and transfer equations for Fe atomic model are obtained with a new NLTE code NATAJA.

Key words: radiative transfer, NLTE, Sun, photosphere, granulation, sunspots, stellar atmospheres, abundance.



AННОТАЦИЯ

Щукина Н.Г. Многоуровенные задачи переноса излучения и диагностика солнечной и звездных атмосфер. - Рукопись.

Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук по специальности 01.03.03 - гелиофизика и физика Солнечной системы. - Главная астрономическая обсерватория НАН Украины, Киев, 2001. випромінювання гідродинамічний емісія сонячний

В диссертации приведены результаты решения многоуровенных задач переноса излучения в одно- и трехмерных гидродинамических моделях атмосфер Солнца и звезд для реалистичных моделей атомов K I, Na I, Mg I, Li I, Fe I. Особое внимание уделяется НЛТР механизмам образования спектральных линий. Обнаружен новый НЛТР механизм заселения уровней атомов, названный сифонным. Механизм играет важную роль при заселении низковозбужденных уровней металлов и высоковозбужденных уровней нейтральных атомов с высоким потенциалом ионизации. Результаты, касающиеся резонансных линий K I і Na I в солнечной атмосфере, представляют особый интерес для исследований по гелиосейсмологии и при определении температурной структуры верхней фотосферы.

Объяснены причины появления эмиссии в высоковозбужденных ридберговских линиях Mg I, наблюдаемых в солнечном спектре вблизи 12? м. Показано, что эмиссия есть следствие взаимодействия сифонного механизма, потерь фотонов в инфракрасных линиях с высоким потенциалом возбуждения и диффузионного механизма. Анализируется, почему подобная эмиссия присутствует также в инфкакрасных линиях Si I и Al I, но отсутствует в случае Na I и K I, и почему для линий H I эмиссия смещается в далекую инфракрасную область. Данное исследование открывает новые возможности использования ридберговских эмиссионных диний для диагностики солнечной атмосферы, особенно при исследовании магнитных полей.

Рассмотрено НЛТР образование линий Li I в спектрах холодных звезд с использованием плоско-параллельных (1D) атмосферных моделей, рассчитанных для случая лучистого равновесия при различных значениях эффективных температур, ускорения сил тяжести, металличности и содержания лития. Проанализированы НЛТР механизмы в линиях Li I сначала для случая “молодого” Солнца, и затем для большой сетки атмосферных моделей звезд. Показано, что пренебрежение НЛТР эффектами ведет к ошибкам при определении содержания лития, которые меняются как по величине, так и по знаку вдоль рассматриваемой сетки моделей и для разных линий Li I. Эти ошибки необходимо принимать во внимание при дискуссиях по вопросу синтеза и истощения лития во Вселенной.

Исследовано НЛТР образование линий Fe I в спектрах невозмущенной 1D солнечной атмосферы и солнечного пятна для реалистичной атомной модели, учитывающей тонкую структуру термов и содержащей около 250 уровней и почти 500 радиативных связанно-связанных и связанно-свободных переходов в УФ, видимом и ИК диапазонах спектра. С этой же моделью выполнено детальное исследование по НЛТР образованию линий Fe I в трехмерных гидродинамических моделях грануляции на Солнце и в металлодефицитной звезде гало в рамках 1.5D-приближении. Результаты данного исследования уже нашли свое применение в работах по гелиосейсмологии.

Получены статистические закономерности, позволяющие оценить НЛТР эффекты при расчете высот образования, функций источника, эквивалентных ширин, центральных глубин и профилей линий Fe I, наблюдаемых как с низким, так и высоким пространственным разрешениями. Данное исследование хорошо объясняет результаты эмпирического анализа, показавшего, что наиболее чувствительны к НЛТР эффектам слабые низковозбужденные линии.

С помощью линий Fe I выполнена диагностика температурной структуры невозмущенной солнечной атмосферы, атмосферы солнечного пятна и грануляции. Проведен анализ физических условий в солнечных гранулах и межгранулах. Его результаты представляют особую ценность при исследованиях физических процессов в структурах малого масштаба - основного направления исследований в современной физике Солнца.

Определено содержание железа в фотосфере Солнца с учетом отклонения от ЛТР для одномерной модели атмосферы Солнца. Показано, что такой подход не может устранить противоречий, возникающих при определении содержания по линиям Fe I из киль-ганноверского и оксфордского списков. Удалось показать, что проблему содержания железа в фотосфере Солнца можно решить лишь при одновременном учете отклонения от ЛТР и грануляционной структуры атмосферы. Фотосферное содержание железа (7.50 ± 0.10) оказывается близким к метеоритному. При определении содержания железа в металлодефицитных звездах гало использование трехмерных моделей атмосфер вместо одномерных, дает при учете НЛТР эффектов близкий результат.

Многоуровенная задача переноса излучения в линиях Fe I были решены с помощью разработанного автором нового программного обеспечения NATAJA, позволяющего использовать модели атомов практически любой сложности, без какого-либо ограничения на число уровней и радиативных переходов. Его эффективность доказана при эксплуатации на стандартных рабочих станциях типа DEC и SUN и персональных компьютерах с высоким быстродействием и большими объемами памяти.

Ключевые слова: перенос излучения, НЛТР, Солнце, фотосфера, грануляция, пятна, звездные атмосферы, содержание.



ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

У дисертації приведено результати розв'язку багаторівневих задач переносу випромінювання для сонячної і зоряних атмосфер.

Актуальність теми. Відмінна риса сучасної фізики Сонця - можливість отримувати спостереження з надзвичайно високою спектральною, просторовою та часовою роздільними здатностями. Ці спостереження свідчать про існування величезної різноманітності дрібномасштабних структур, які змінюються із часом. В той же час, стало звичним, що і спектральні спостереження зір за своїми основними характеристикам (спектральна роздільна здатність, відношення сигнал/шум) наближуються до сонячних. Висока якість спостережуваних даних вимагає і відповідної точності під час їх інтерпретації, а саме: числове моделювання спектрів для реалістичних моделей атомів, які містять велику кількість рівнів і радіативних переходів (так звані багаторівневі моделі) та для динамічних неоднорідних моделей атмосфер. В основі такого моделювання лежить розв'язок системи рівнянь переносу випромінювання та рівнянь статистичної рівноваги для багаторівневої моделі атома. Проблема багаторівневого переносу випромінювання в неоднорідних середовищах далека від свого розв'язку через труднощі, з якими вона стикається.

Одна з головних труднощів обумовлена тим, що в багаторівневому атомі залежність населенностей рівнів один від одного стає нелінійною, а перенос випромінювання в його спектральних лініях носить нелокальний характер. Стає неможливим застосувати рівноважні співвідношення статистичної механіки та термодинаміки при локальних значеннях температури й густини. Нагадаємо, що останнє припущення відоме в літературі як гіпотеза про локальну термодинамічну рівновагу (ЛТР).

Врахування неоднорідностей атмосфери наштовхується на дві основні труднощі. По-перше, недостатньо відомі реальні фізичні й динамічні картини цих неоднорідностей, по-друге, трудність пов'язана з необхідністю розгляду переносу випромінювання в середовищі, в якому конфігурація границь окремих неоднорідностей, їх внутрішня структура, падаюче випромінювання змінюються упродовж більше ніж однієї просторової координати. Таким чином, задача переносу випромінювання стає багатомірною і її числовий розв'язок дуже сильно ускладнюється.

Нарешті, ще одна проблема, із якою зустрічаються під час розв'язку багаторівневих задач - недосконалість теорії розширення ліній та відсутність надійних атомних параметрів (сил осциляторів, ефективних перерізів зіткнень, перерізів фотоіонізації та ін.).

Здолати основні труднощі багаторівневого переносу в багатомірних середовищах вдалося лише зовсім недавно після появи на початку 90-х років нових ітеративних числових методів. Швидкодія та ефективність їх такі, що дають можливість розпочати масові дослідження утворення спектральних ліній у неоднорідних атмосферах із врахуванням реальної складності атомів. Вищенаведені обставини визначили мету цієї дисертації.

Мета і задачі дослідження. Перша мета дисертації - провести діагностику атмосфер Сонця і холодних зір, застосовуючи під час інтерпретації їх спектрів підхід, який ґрунтується на розв'язку багаторівневих задач переносу випромінювання в одновимірних (1D) і тривимірних (3D) гідродинамічних моделях, так зване НЛТР моделювання. Основну увагу в роботі приділено вивченню температурної структури та хімічного вмісту досліджуваних об'єктів. Такі дослідження вимагають чіткого розуміння фізики утворення розглянутих спектральних ліній в умовах відхилення від локальної термодинамічної рівноваги. Тому друга мета дисертації - зрозуміти ці НЛТР механізми.

Розв'язок багаторівневих задач переносу випромінювання виконано в дисертації в 1.5D-наближенні, тобто без врахування ефектів горизонтального переносу випромінювання. Такий підхід дає можливість, не вдаючись у подробиці, забезпечити свого роду стандарт для майбутніх досліджень, мета яких вияснити, наскільки важливі ці ефекти в багатовимірних атмосферних моделях.

Наукова новизна одержаних результатів. Під час виконання роботи вперше отримано такі наукові результати:

1. Вдалося пояснити причини світіння сонячних інфрачервоних ліній Mg I, Al I, Si I та H I, які утворюються в переходах між високозбудженими рідбергівськими рівнями.

2. Запропоновано новий НЛТР механізм утворення спектральних ліній (так званий ”сифонний” механізм), який веде до перенаселення низькоенергетичних станів лужних металів і відіграє важливу роль при заселенні високозбуджених термів нейтральних атомів із високими потенціалами іонізації.

3. Під час моделювання спектра ліній Fe I в атмосферах Сонця та зір було проведено одночасне врахування конвекції та багаторівневого переносу випромінювання з використанням реалістичних тривимірних гідродинамічних моделей та реалістичної моделі атома заліза.

4. Знайдено статистичні закономірності, що дає можливість оцінити похибки інверсійних методів визначення температурної структури атмосфери Сонця, які обумовлені нехтуванням НЛТР ефектів у лініях Fe I.

5. Вдалося довести, що проблему вмісту заліза у фотосфері Сонця можна вирішити тільки одночасно враховуючи ефекти відхилення від ЛТР та грануляційну структуру атмосфери.

6. Показано, що при визначенні вмісту заліза для зір із дефіцитом металів, використання як 1D, так і 3D моделей атмосфер (у межах 1.5D наближення) дає однакові результати, якщо враховуються НЛТР ефекти.

7. Для великої сітки 1D-моделей атмосфер холодних зір одержано математичні співвідношення, які дають можливість оцінити величину НЛТР поправок вмісту літію в залежності від ефективної температури Teff, прискорення сили тяжіння lg g та металічності [Fe/H].

8. На основі нових ітераційних методів розв'язку багаторівневих задач переносу випромінювання створено нове програмне забезпечення NATAJA.

Особистий внесок здобувача. Автором самостійно:

-- розроблено алгоритм та програмне забезпечення NATAJA для розв'язку багаторівневих задач переносу випромінювання;

-- проведено за цією програмою синтез спектра Fe I для Сонця, субгіганта BD+233110 та зорі гало з дефіцитом металів HD140283;

-- проведено аналіз ліній Fe I для одновимірного випадку стосовно діагностики температурної структури спокійних ділянок сонячної атмосфери та визначення вмісту заліза з врахуванням відхилення від ЛТР;

-- знайдено вміст заліза з врахуванням відхилення від ЛТР та тривимірної структури для зорі гало з дефіцитом металів HD140283;

-- підготовлено багаторівневі моделі атомів K I, Na I, Mg I, Li I, Fe I і всі необхідні атомні дані та програми їх розрахунку на ЕОМ;

-- автору належить ідея застосувати для пояснення причин емісії у сонячних інфрачервоних лініях Mg I дифузійний механізм, який був знайдений у кінці 50-х років фахівцями з фізики низькотемпературної плазми. Аналітичні оцінки, виконані дисертантом, підтвердили правомірність такого пояснення; автором досліджено механізми заселення високозбуджених рівнів O I і C I - аналогів рідбергівських рівнів Mg I, в переходах між якими утворюються вищеназвані інфрачервоні емісійні лінії.

Дослідження по НЛТР утворенню ліній K I в одновимірній атмосфері Сонця автором були початі самостійно і продовжені потім у співавторстві.

На рівних правах дисертанту та співавторам належать результати таких робіт:

-- аналіз ефектів відхилення від ЛТР у лініях Fe I для 1D та 3D моделей Сонця;

-- визначення вмісту заліза на Сонці в ЛТР наближенні для 1D моделей та в НЛТР наближенні для 3D моделей;

-- визначення вмісту заліза для субгіганта BD+233110 для одновимірного випадку;

-- дослідження по НЛТР утворенню сонячних спектрів Na I, Mg I та Li I;

-- визначення вмісту літію для холодних зір.

У статтях, які опубліковані в співавторстві, дисертантом написані окремі розділи.

Зв'язок роботи з науковими програмами, планами, темами. Робота виконувалась в рамках програм фундаментальних досліджень, які проводились в ГАО НАНУ: бюджетна тема “Порівняльний аналіз фізичних умов в атмосферах Сонця та Проціона: конвекція, ефекти відхилення від ЛТР” (номер держ. реєстр. 01.910017317); бюджетна тема “Довгоперіодичні варіації глобальних характеристик Сонця” (номер держ. реєстр. 0196U011268).

Практичне значення одержаних результатів. Більшість одержаних в дисертації результатів уже знайшли своє застосування в працях інших авторів, про що свідчить високий рівень посилань у найбільш відомих міжнародних журналах: Astrophysical Journal, Astronomy and Astrophysics, Astronomical Journal, Solar Physics, MNRAS, JQSRT.

Основна ідея, якою керувався дисертант, вибираючи спектральні ліній для дослідження, - проаналізувати насамперед ті з них, які найчастіше використовуються під час діагностики зоряних атмосфер. Перелік ліній, розглянутих у нашій роботі, містить: резонансні лінії нейтрального натрію Na I D1 589.59 нм і Na I D2 589.00 нм; резонансну лінію нейтрального калію K I 769.9 нм; емісійні інфрачервоні лінії нейтрального магнію Mg I, які спостерігаються в сонячному спектрі поблизу 12 ?м; резонансну 670.8 нм та субординатну 610.4 нм лінії нейтрального літію Li I; лінії нейтрального заліза Fe I із довжинами хвиль у межах 300-2000 нм.

Зазначені лінії є прекрасним діагностичним засобом під час дослідження глобальних коливань; локальних коливань верхньої фотосфери; сонячної грануляції; обертання Сонця; магнітних полів у сонячних факелах, напівтіні плям та в спокійній атмосфері.

Аналіз хімічного складу атмосфер, який був зроблений по цим лініям, має важливе значення при розв'язку таких фундаментальних питань астрофізики як походження Всесвіту та його еволюція; нуклеосинтез хімічних елементів під час Великого Вибуху; еволюція галактик та зір; внутрішня будова зір; структура та динаміка зоряних атмосфер.

Ще одне практичне значення цієї роботи - створене автором програмне забезпечення NATAJA. Його можна використовувати в будь-якому науковому закладі, де займаються аналізом спектральних ліній.

Апробація результатів дисертації. Основні результати дисертації доповідались на: симпозіумі № 138 Міжнародного Астрономічного Союзу “Сонячна фотосфера: структура, конвекція і магнітні поля” (Київ, 1989); VI Європейській сонячній конференції (Дебрецен, Угорщина, 1990); Нідерландських астрономічних конференціях № 45, 46, 49 (Нідерланди, 1990, 1991, 1994); конференції “Атомні дані для астрофізики” (Санкт-Петербург, 1991); VII Кембріджській робочій групі “Холодні зорі, зоряні системи та Сонце” (Тускон, США, 1992); Всесоюзній конференції “Дослідження по фізиці Сонця” (Ашхабат, Туркменістан, 1990); колоквіумі “Оптика і спектроскопія та їх застосування в промисловості та екології” (Каменець-Подільськ, 1992); Міжнародному симпозіумі “600 років Улугбеку” (Ташкент, Узбекистан, 1994); XXX науковій асамблеї COSPAR (Гамбург, Німеччина, 1994); VIII Кембріджській робочій групі “Холодні зорі, зоряні системи та Сонце” (Тускон, США, 1994); XXII генеральній асамблеї Міжнародного Астрономічного Союзу (Гаага, Нідерланди, 1994); VIII Європейській сонячній конференції (Тесалоніки, Греція, 1996); Європейській конференції “Успіхи фізики сонячних плям” (Тенеріфе, Іспанія, 1996); конференції Української Астрономічної Асоціації (Київ, 1997); конференціях по фізиці Сонця в Кримській астрофізичній обсерваторії (Наукове, 1998, 2001); II науковій конференції “Проблеми астрономії і астрофізики” (Львів, 1998); IX Європейській сонячній конференції (Флоренція, Італія, 1999); XI Кембріджській робочій групі “Холодні зорі, зоряні системи та Сонце” (Тенеріфе, Іспанія, 1999); міжнародній конференції JENAM-2000 (Москва, 2000); міжнародній конференції UKRASTRO-2000 (Київ, 2000); семінарах ГАО НАН України.

Публікації. Результати, викладені в дисертації, опубліковані упродовж 1986 - 2001 рр: статті в рецензованих наукових журналах - 25, матеріали та тези конференцій - 27.

Структура та обсяг роботи. Дисертація складається із вступу, семи розділів, висновків, списку використаних джерел, який включає 427 найменувань. Загальний об'єм дисертація містить 304 сторінки, 72 рисунків, 5 таблиць.

ОСНОВНИЙ ЗМІСТ РОБОТИ

У Вступі дається загальна характеристика роботи, обґрунтовано актуальність теми дисертації, сформульовано мету і задачі дослідження, визначено наукову новизну і практичну цінність отриманих результатів, наведено відомості стосовно апробації роботи, публікацій, структури, а також коротко викладено зміст дисертації за розділами.

Розділ 1. Числові методи розв'язку багаторівневої задачі переносу випромінювання. В першому розділі описано ітеративні методи розв'язку рівнянь переносу випромінювання та статистичної рівноваги для атому “домішкового” елементу, тобто елементу, який не впливає на структуру атмосфери. Головну увагу приділено методам -ітерації, еквівалентних дворівневих атомів, лінеаризації та прекондиціюванню (preconditioning [64]). Докладно обговорюються переваги та недоліки цих методів і ділянки їх застосування. Переваги метода прекондиціювання над іншими методами особливо помітні тоді, коли розглядаються складні моделі атомів, такі як атом заліза. Наведено також інформацію про розроблене дисертантом, на основі цього методу програмного забезпечення NATAJA.

Розділ 2. Перенос випромінювання в лужних металах K та Na. Геліосейсмологічні лінії Na I D1 589.59 нм Na I D2 589.00 нм; K I 769.9 нм. В другому розділі розглянуто утворення резонансних ліній K I та Na I у спектрі незбурених ділянок на диску Сонця з врахуванням відхилення від ЛТР. Багаторівнева задача переносу випромінювання розв'язана в наближенні повного перерозподілу випромінювання за частотами та для випадку одновимірної (1D) плоско-паралельної моделі сонячної атмосфери. Система рівнянь переносу випромінювання та статистичної рівноваги розв'язувалась методом лінеаризації. Мета цього розділу - вивчити різні НЛТР механізми утворення зазначених ліній. Для цього розглядаються реалістичні моделі атомів, які включають рідбергівські рівні поблизу континууму. У дисертації вони отримали назву “повних”, на відміну від “спрощених” моделей, із якими проводились числові експерименти, для ідентифікації основних НЛТР механізмів, що контролюють заселення рівнів досліджуваних атомів. Останні відрізняються від перших меншим числом рівнів та переходів.

У вступі до другого розділу викладається історія використання резонансних ліній K I та Na I для діагностики сонячної атмосфери та наводяться результати сучасних досліджень по НЛТР утворенню цих ліній. У наступних двох підрозділах представлено відомості про одновимірні моделі сонячної атмосфери, які використовувались в цьому розділі, описані “повні” моделі атомів K I і Na I та необхідні атомні дані. Модель атома K I є повною впритул до квантового числа n=6, тоді як модель атома Na I - до n=7. В розділі докладно обговорюється як діють окремі НЛТР механізми, а саме: розсіювання в резонансних лініях та втрати фотонів; “сифонний” механізм; ультрафіолетова (УФ) надіонізація; (інфра)червона надрекомбінація; ультрафіолетове накачування випромінюванням ліній. Розглядається також спільна дія зазначених механізмів. Підсумки дослідження утворення ліній K I і Na I наведено у висновках цього розділу. Коротко вони можуть бути підсумовані наступним чином:

1. Знайдено “сифонний” механізм, або механізм “висмоктування” фотонів (“photon suction”). Його дія протилежна широко відомому механізмові оптичного “накачування” (“photon pumping”). На відміну від останнього, сифонний механізм створює перенаселеність не високо -, а низькоенергетичних станів атомa, а саме основного рівня нейтральних атомів K I та Na I. Надлишок атомів в основному стані виникає завдяки їхньому “потоку” із резервуара іонів, який представляє собою практично необмежене джерело нейтральних атомів, оскільки із-за низького потенціала іонізації при температурах, які характерні для сонячної атмосфери, майже всі атоми лужних металів знаходяться в іонізованому стані. Потік атомів із високоенергетичного континууму на низькоенергетичні рівні нейтрального атома приводиться в дію, як тільки починаються втрати фотонів у лініях K I та Na I. Завдяки розсіюванню ці втрати стають відчутними вже в глибоких фотосферних шарах.

2. Хоча структура атомів досить проста, утворення спектрів атомів лужних металів у сонячній атмосфері відбувається внаслідок доволі складної взаємодії різних НЛТР механізмів. У першому наближенні резонансні лінії можуть бути добре описані, якщо для функції джерела використати дворівневу апроксимацію резонансного розсіювання. Але для коефіцієнтів поглинання цих ліній потрібно приймати до уваги УФ-надіонізацію, сифонний механізм, оптичне накачування та ін.

Розуміння НЛТР механізмів утворення резонансних ліній K I i Na I знайшло застосування при аналізі температурної структури верхньої фотосфери Сонця [31]. Висновки, які одержано в розділі 2, є значимими при інтерпретації спектрів і інших хімічних елементів. Енергія іонізації K I складає тільки 4.34 еВ, а Na I - 5.14 еВ, тому за температури, яка панує в сонячній фотосфері, майже всі атоми K та Na будуть знаходитись в іонізованому стані, тоді як число нейтральних атомів на всіх рівнях на декілька порядків менше. Така статистична рівновага характерна для високозбуджених термів нейтральних атомів хімічних елементів, вміст яких близький до вмісту К і Na, а саме Fe I, Mg I, Al I, Ca I, а також атомів з високим потенціалом іонізації та високим вмістом, таких як Н I, O I, C I. Таким чином, спектри лужних металів можуть розглядатись як прототип спектрів високозбуджених конфігурацій цих елементів. Аналіз одного з таких спектрів виконано в розділі 3.

Розділ 3. Утворення емісійних ІЧ ліній Mg I, що спостерігаються в сонячному спектрі біля 12 mм. Мета третого розділу - пояснити причини емісії цих ліній. У вступі викладено історію відкриття в спектрі Сонця емісійних ІЧ ліній Mg I, їх діагностичні можливості, а також існуючі на сьогодення пояснення причин виникнення схожої емісії.

Вперше на існування емісії в ІЧ сонячному спектрі біля 12 mм звернули увагу Тестерман і Бролт ще в 1980 р., а детальний аналіз цих ліній почався в 1983 р. Бролт і Нойес [61] проаналізували дві сильні лінії у центрі сонячного диска на довжинах хвиль12.32 mм і 12.22 mм та ще 52 більш слабких емісійних ліній на лімбі. Чанг і Нойес [62] установили, що перші дві лінії відповідають переходам в атомі Mg I між рідбергівськими рівнями та . Ці лінії було знайдено в поглинанні також у спектрах зір ? Ori i б Tau. Бролт і Нойес вперше вказали на можливість застосування емісійних 12 mм-ліній для діагностики сонячної атмосфери, зокрема, для вимірювання магнітних полів. Усе це вимагає ясного розуміння механізмів їх утворення. Але протягом 10 років із часу відкриття 12 mм-ліній так і не вдалось встановити, де вони утворюються - в фотосфері чи в хромосфері, оптично товсті вони, чи оптично тонкі, зазнають впливу НЛТР ефектів, чи ні. Для пояснення емісії прибічники одного направлення розглядали тонкий шар, вихідна емісія якого накладається на незалежно формуючий профіль поглинання. Інші дослідники вважали, що зміни інтенсивності випромінювання упродовж профілю емісійних ліній відтворюють зміни функції джерела по висоті, яка, згідно Лемке і Холвегеру [67], повинна бути відмінною від функції Планка, або, згідно Зіріну і Поппу [68], співпадати з нею. На початку 90-их дисертант разом із Карлсоном та Руттеном [6] зробили спробу вирішити цю проблему, використовуючи ідею Лемке та Холвегера [67]. Це моделювання відтворило всі деталі емісії в 12 mм -лініях, результати якого і наведено у третьому розділі.

Спочатку розглядаються спостережувальні факти, які можна інтерпретувати як доказ хромосферного походження емісійних 12 mм-ліній і поряд із цим факти, які свідчать, що ці лінії, навпаки, утворюються у фотосфері. Потім обговорюються обмеження, що накладаються теорією на умови утворення 12 mм - ліній Mg I. При фотосферному утворенні з майже ЛТР населенностями рідбергівських рівнів отримати НЛТР функцію джерела, яка збільшується з висотою в атмосфері Сонця, можливо тільки при дивергенції коефіцієнтів відхилення від ЛТР, яка суттєво переважає ту, що знайшли Лемке і Холвегер. Вони повинні створити недонаселенність у нижній частині діаграми термів Mg I, а потім розповсюдити її і на верхню частину діаграми. Іншими словами, необхідний механізм, який “згладжував” би відмінності між коефіцієнтами відхилення від ЛТР в. За цієї умови в -коефіцієнти верхнього рівня повинні бути більшими, ніж нижнього. Механізмами, які задовольняють цим умовам могли би бути, з одного боку, сифонний механізм, обумовлений втратами фотонів в інфрачервоних лініях та фотоіонізацією з низькозбуджених рівнів, а з другого - дифузія електронів між високозбудженими рівнями. Аналітичні оцінки, які провела дисертант на основі дифузійного наближення для низькотемпературної оптично тонкої плазми [53], підтверджують правомірність такого пояснення. Проте, це наближення не підходить для атмосфери Сонця, оскільки отримано для оптично тонкого середовища, прикладом якого можуть бути планетарні туманності. Відповісти на питання, яким чином, НЛТР механізми та дифузійний механізм взаємодіють один з одним в оптично товстій сонячній атмосфері, можливо тільки після розв'язку самоузгодженої системи рівнянь переносу випромінювання та статистичної рівноваги для реалістичної моделі атому магнію, який включає в собі високозбуджені рідбергівські рівні.

Як і у випадку лужних металів, багаторівнева задача розв'язувалась в наближенні повного перерозподілу випромінювання за частотами і для випадку одновимірної плоско-паралельної моделі сонячної атмосфери. Система рівнянь переносу випромінювання та статистичної рівноваги розв'язувалась методом лінеаризації в рамках моделі без хромосфери Т5780 [63], яка знаходиться в променевій рівновазі. Під час її створення автори врахували непрозорість, яка виникає в УФ-ділянці сонячного спектру завдяки “частоколу” декількох мільйонів ліній. Така модель дає можливість правильно відтворити УФ-поле випромінювання, що особливо важливо при описуванні УФ-надіонізації. Розподіл температури в моделі Т5780 близький до моделі HOLMUL.

У розділі описано модель атомa Mg I та атомних даних, необхідних для розв'язку багаторівневої задачі. Модель атома Mg I містить всі рівні 3snl впритул до n=9 і частину рівнів з n=10, які через великий квантовий дефект розміщені нижче рівнів 9l з найбільшим значенням l. Загальна кількість радіативних зв'зано-зв'язаних переходів дорівнює 315. Це - усі відомі дозволені переходи зі значеннями n9 та інтеркомбінаційна лінія 457.11 нм.

Результати дослідження щодо утворення емісійних ІЧ ліній Mg I, які спостерігаються в сонячному спектрі біля 12 mм, зводяться до таких:

1. Для пояснення емісійних особливостей не потрібні ніякі спеціальні засоби. Емісія в 12 mм-лініях Mg I є наслідком взаємодії сифонного механізму, втрат фотонів з високозбуджених ІЧ лініях та дифузійного механізму. Інші механізми, а саме втрати фотонів у сильних лініях Mg I, УФ-надіонізація з низькозбуджених та УФ-автоіонізація з більш високих рівнів, діелектронна рекомбінація на рідбергівські рівні - не суттєві. Таким чином, виникає парадоксальна ситуація, при якій НЛТР ефекти в ІЧ лініях Mg I виникають завдяки перевазі ударних процесів.

2. Існують дві причини, чому Лемке та Холвегеру не вдалось одержати емісію в 12 mм-лініях Mg I. Перша - відсутність у їхній моделі атома Mg I рівнів, достатньо близьких до континууму. Друга - надто сильний ударний зв'язок між np та nd термами в прийнятій моделі атома.

3. Підтверджено висновок Лемке і Холвегера, щодо фотосферного походження 12 mм-ліній Mg I та спростовано твердження Зіріна і Поппа, що рівень температурного мінімуму повинен знаходитись набагато глибше, ніж це дають стандартні моделі сонячної атмосфери.

4. Одержано прекрасне узгодження теоретичних профілів ІЧ емісійних ліній Mg I із спостережуваними. Теорія відтворює: емісійні піки 12 mм-ліній; депресію в профілі інтенсивності випромінювання при переході від емісії до широких крил; збільшення яскравості емісійних виступів та депресії при зміщенні до краю сонячного диска; відносну зміну інтенсивності при переході до інших емісійних ліній Mg I в околиці 12 mм; контури інших ІЧ-ліній, які спостерігаються в поглинанні.

5. Показано, що НЛТР механізми, дія яких веде до дивергенції коефіцієнтів відхилення від ЛТР рідбергівських рівнів Mg I, характерні також і для інших атомів, таких як H I, Si I, Al I, Ca I, Nа I, K I. З'ясовано, чому емісія спостерігається в ІЧ лініях Si I і Al I, але відсутня для Na I і K I, і чому для H I -ліній емісія зміщена в далеку інфрачервону ділянку.

Розділ 4. Утворення емісійних ліній Li I, які спостерігаються в спектрах холодних зір. Літій - хімічний елемент, спектр якого грає виняткову роль у дослідженнях еволюції Всесвіту та зір, нуклеосинтеза і т. ін. У вступі до розділу обговорюються основні напрямки дослідження спектрa літію в зорях: вміст літію в зорях населення II, зорях сонячного типу, червоних гігантах, зорях на стадії до вступу на Головну Послідовність; дослідження причин нестачі вмісту літію в F - зорях; вивчення процесів, які ведуть до збагачення літієм Галактики; дослідження по НЛТР утвореню ліній Li I в зоряних спектрах.

Перші роботи по НЛТР утворенню ліній Li I відносяться до середини 70-х років. Найповніше дослідження в цій галузі належить Павленко [54]. Огляд робіт по НЛТР утворенню ліній вказує на необхідність додаткових досліджень для більшої сітки атмосферних моделей, для реалістичних моделей атома Li I та для кращого розуміння механізмів їхнього утворення. Мета розділу 4 - провести такі дослідження.

Результати, які представлені в цьому розділі, одержано в наближенні повного перерозподілу випромінювання за частотами та для випадку одновимірної плоско-паралельної моделі атмосфери. Рівняння переносу випромінювання та статистичної рівноваги розв'язувались методом лінеаризації. Використовувалась реалістична модель атомa Li I, яка включає рівні до головного квантового числа n=9. Вона містить 21 рівень, 70 ліній та 20 зв'язано-вільних переходів. Розрахунки проводились для набору атмосферних моделей [63] з такими значеннями ефективної температури Teff, прискорення сили тяжіння lg g та металічності [Fe/H]:

Teff = [4500, 5000, 5500, 6000, 6500, 7000, 7500]

lg g = [0.0, 2.0, 4.0, 4.5]

[Fe/H] = [-3, -2, -1, 0]

Дослідження механізмів утворення ліній Li I було виконано спочатку для “молодого” Сонця (вміст літію збільшено від ALi=1.1 до метеоритного ALi=3.1), а згодом для набору атмосферних моделей зір. Атомна структура Li I подібна до структури атомів Nа I та K I. Тому НЛТР механізми, дія яких обговорювалась у розділах 2 та 3, в тій чи іншій мірі проявляється і при утворенні ліній літію як у спектрі Сонця, так і зір. Відмінності в електронній температурі та густині для цих моделей атмосфер зір призводять до помітних змін ступеню іонізації Li I /Li II, ефектів резонансного розсіювання, сифонного механізму, відношення між фотоіонізацією з основного 2s та субординатного 2p рівнів, непрозорості і т. ін. У дисертації утворення ліній Li I в атмосферах холодних зір показано на прикладі карликів (lg g = 4) та гігантів (lg g = 0) із низькою ([Fe/H] = -2) та сонячною металічністю ([Fe/H] = 0). Результати наведено у вигляді коефіцієнтів відхилення від ЛТР, функцій джерела та контурів резонансної ?670.8 нм і субординатної ?610.4 нм ліній. НЛТР поправки до вмісту для всього переліку зоряних моделей апроксимовано в залежності від Teff, lg g та [Fe/H]. Зроблено такі висновки:

1. НЛТР механізми, які характерні при утворенні ліній лужних металів у сонячному спектрі, діють і в холодних зорях.

2. Величина та знак НЛТР поправок до вмісту змінюються з параметрами зір, атмосфери яких розглядались.

3. НЛТР поправки є особливо суттєвими (до 0.5 dex) для зір, збагачених літієм, а також для холодних зір із нестачею металів, але знак поправок протилежний.

4. НЛТР поправки змінюють нахил кривих багатьох залежностей, які обговорюються сьогодні при тестуванні різних сценаріїв еволюції Всесвіту.

5. При визначенні вмісту літію бажано використовувати субординатну лінію 610.4 нм. Поправки для неї менші і в збагачених літієм зорях, протилежні за знаком тим, які отримуються при використанні резонансної лінії 670.8 нм.

Представлені результати одержані для одновимірних моделей атмосфер, які знаходяться в променевій рівновазі. Насправді, все набагато складніше. Так, зорі, які збагачені літієм, мають активні хромосфери. У інших зорях спостерігаються значні оболонки або акреційні диски (T Tau). Нехтування такими ефектами, безперечно, може змінити попередні висновки.

Розділ 5. Перенос випромінювання в лініях Fe I. Одновимірні моделі атмосфер сонячного типу. Спектральні та поляриметричні дослідження з фізики та динаміки Сонця й зір пізнього типу в основному ґрунтуються на аналізі ліній Fe I, які особливо інтенсивні в їх спектрах. Діагностика ліній Fe I вимагає розгляду збудження та іонізації заліза без використання гіпотези існування ЛТР. Проблема ускладнюється надзвичайно розгалуженою структурою термів і радіативних переходів зв'язано-зв'язаних переходів атома заліза. Відомо, що тільки одна модель атома Fe I містить 300 термів і 5000 мультиплетів. Проблеми, пов'язані з числовими методами, які виникають при врахуванні ефектів взаємозв'язку полів випромінювання ліній у моделі атома такої складної конфігурації, створюють серйозні труднощі при використанні для інтерпретації спектру Fe I стандартних програм розв'язку багаторівневих задач, таких як MULTI , LINEAR. Перебороти їх допомагають створені нещодавно нові ітеративні числові методи. Дослідження переносу випромінювання в лініях Fe I, які наведені в 5-7 розділах дисертації, проведено автором на основі одного з таких методів - метода прекондиціювання [64]. Нове програмне забезпечення NATAJA, створене автором, дає можливість обчислювати іонізацію й збудження атомів як в 1D, так і в 3D-зоряних динамічних атмосферах (в 1.5D-наближенні), приймаючи до уваги реальну складність атомної моделі. У п'ятому розділі дисертації наведено результати такого дослідження для випадку одновимірних моделей спокійного Сонця та сонячної плями і реалістичної моделі атома Fe I + Fe II. Висновки, що одержані в цьому розділі, можна розглядати як стандарт, необхідний для розуміння результатів розв'язку багаторівневого переносу в 3D гідродинамічних моделях Сонця та зір, які розглядаються в 6 і 7 розділах.

Модель атома Fe I, яка використовується в цьому та наступних розділах, є повною впритул до потенціалу збудження ЕР=5.72 еВ. Вище, до ЕР=7.0 еВ, вона містить біля 50% термів, відомих на сьогодення. Важлива особливість нашої моделі атома - врахування тонкої структури більшості термів та реального радіативного зв'язку між ними, який здійснюється при переходах у лініях мультиплетів. Модель атома містить 249 рівнів та 489 радіативних зв'язано-зв'язаних і зв'язано-вільних переходів в УФ, видимому та ІЧ ділянках спектра, в т.ч. біля континууму Fe I. Серед різноманітних плоскопаралельних 1D-моделей сонячної атмосфери і сонячної плями були відібрані моделі MACKKL, як найхарактерніші.

Великий набір ліній Fe I дає можливість досягти першу мету п'ятого розділу - дослідити особливості кінетики збудження та іонізації Fe I + Fe II атомів в одновимірній сонячній атмосфері; врахувати НЛТР ефекти для ліній у ділянці довжин хвиль 300 - 2000 нм та вияснити, чи існують статистичні залежності для цих ефектів від будь-яких параметрів досліджуваних ліній. Дисертант показує, що найважливіші особливості збудження та іонізації Fe I + Fe II атомів в одновимірній сонячній атмосфері зводяться до таких:

1. Нестача (порівняно з ЛТР величинами) нейтральних атомів заліза в фотосфері та сильний їх надлишок у хромосфері. Невеликий надлишок іонів у температурному мінімумі.

2. Сильна недонаселенність високозбуджених рівнів Fe I біля основного порога іонізації.

3. Зсув ділянки утворення фотосферних ліній, порівняно з ЛТР, у більш глибокі шари, а хромосферних - у більш високі.

4. Рівність функції Планка функції джерела ліній з низькими ЕРL у фотосфері та нестача її у хромосфері. Нестача функції джерела у фотосфері для ліній з більш високими ЕРL. Ця тенденція збільшується з висотою.

У дисертації показано, що помилки, які виникають при визначені висот утворення, функцій джерела, еквівалентних ширин та центральних глибин сонячних ліній Fe I при застосуванні ЛТР гіпотези можна описати параметричним сімейством кривих, які залежать від висоти утворення ліній. Параметром виступає потенціал збудження нижнього рівня.

Друга мета розділу 5 - оцінити помилки визначення температури сонячної атмосфери, обумовленої нехтуванням НЛТР ефектами в лініях Fe I. Необхідність у такій інформації особливо зросла в останні роки у зв'язку з активним використанням інверсійних методів дослідження структури сонячної та зоряних атмосфер. Автором показано, що у разі інтерпретації спостережень із низькою просторовою роздільною здатністю сонячної атмосфери та атмосфери сонячної плями, ЛТР гіпотеза веде до параметричної залежності помилок визначення температури від висоти в атмосфері. Параметром виступає потенціал збудження нижнього рівня. Помилки можуть досягати декількох сотень градусів для фотосферних ліній і декількох тисяч - для хромосферних. Разом з тим, лінії різних ЕРL-класів будуть відтворювати різні структури, які характеризуються монотонним падінням температури з висотою. Автор відібрала три категорії ліній Fe I, НЛТР ефекти в яких можна замаскувати однозначною залежністю температури від висоти. Вона близька до розподілу температури в фотосферній моделі HOLMUL, якщо реальна атмосфера наближається до моделі з хромосферою MACKKL .

Третя мета розділу 5 - отримати НЛТР поправки до вмісту заліза для ліній Fe I, які спостерігаються з невисокою просторовою роздільною здатністю в спокійній атмосфері. Необхідність такого дослідження обумовлена дискусіями, що й досі продовжуються, щодо величини вмісту заліза у фотосфері Сонця. Ця величина виступає важливим параметром, який використовується як стандарт під час вирішення таких фундаментальних питань, як виникнення хімічних елементів та еволюції зір і галактик. Дискусія пов'язана з двома протиріччями. Перше - вміст заліза, отриманий по лініям іону Fe II, нижчий за вміст, який знайдений по лініям нейтрального атому Fe I, з використанням т.зв. оксфордської системи сил осциляторів gf Блекуелла та ін. [60]. В останньому випадку він коливається в межах від 7.63±0.04 до 7.67±0.02. Друге протиріччя з'явилось після публікації статей Холвегера і його колег [65]. Використовуючи нові, т.зв. кіль-ганноверські сили осциляторів, вони отримали по лініям Fe I низький вміст заліза (7.470.07), що добре співпадає з метеоритним та, отриманим по лініях Fe II. З іншого боку, різниця між цими двома системами сил осциляторів невелика і для дев'яти спільних ліній у середньому дорівнює 0.034. Виникає питання, чому така мала різниця в gf зумовлює на порядок (0.2 dex) більшу різницю вмісту заліза? В роботі [14] було показано, що така парадоксальна ситуація виникає, по-перше, через систематичну різницю в еквівалентних ширинах, яка обумовлена різною методикою їх обчислень у Кіле та Оксфорді та різною величиною поправочного множника до постійної згасання. По-друге, особливостями фізики утворення ліній, які присутні в кіль-ганноверському переліку, але відсутні в оксфордському.

З вищенаведеного зрозуміло, наскільки актуальним є питання щодо величини НЛТР поправок до сонячного вмісту заліза, який знаходиться по лініям Fe I. На сьогодення опублікована досить велика кількість робіт, де наводяться ці поправки. У середньому, НЛТР поправка до вмісту заліза у фотосфері Сонця менша, ніж 0.1 dex. На перший погляд нею можна нехтувати. Це дійсно справедливо при визначенні вмісту заліза в атмосферах зір, де помилки перевищують цю величину. Для Сонця ці помилки значно менші, оскільки спектральна та просторова роздільна здатності - кращі і нехтувати цією поправкою не слід. Особливий інтерес представляють НЛТР поправки для ліній з кіль-ганноверського та оксфордського переліків.

Основні висновки про вплив відхилення від ЛТР на визначення вмісту заліза зводяться до таких:

1. Уявлення щодо незначної ролі НЛТР ефектів для кіль-ганноверських та оксфордських ліній є помилковою.

2. Врахування відхилення від ЛТР приводить до збільшення середнього значення вмісту заліза для кіль-ганноверських ліній на 0.05 dex, а оксфордського - на 0.08 dex.

3. НЛТР поправки до вмісту, який обчислюється за еквівалентними ширинами, особливо значні для низько-збуджених ліній. НЛТР поправки до вмісту, який обчислюється по центральним глибинам є значно більшими.

4. При НЛТР збільшується залежність вмісту від потенціалу EPL. Лінії з низьким EPL дають значно вищий вміст, ніж високозбуджені.

5. Через те, що в кіль-ганноверському переліку переважають лінії з високим EPL, то НЛТР значення вмісту заліза для них нижче, (і, як наслідок, вміст заліза ближчий до метеоритного), ніж в оксфордському.

6. Врахування НЛТР поправок у рамках одновимірних моделей атмосфер не може остаточно зняти протиріччя, які виникають у випадку визначення вмісту по кіль-ганноверським та оксфордським лініям.

Наступним кроком для усунення цих протиріч може бути врахування неоднорідної структури атмосфери Сонця, що буде зроблено в наступному розділі.

Розділ 6. Перенос випромінювання в лініях Fe I. Тривимірна гідродинамічна модель атмосфери Сонця. Відомо, що у зорях пізніх спектральних класів, починаючи з F, домінуючу роль у переносі енергії в їх атмосферах відіграє конвекція. Обумовлена нею грануляція, призводить до неоднорідностей фотосфер названих зір. Фізика утворення спектральних ліній у таких фотосферах недостатньо відома. На сьогодення більшість досліджень нехтують ефектами багаторівневого переносу випромінювання і концентрують увагу на ефектах, які обумовлені тільки неоднорідностями.

З багатьох проблем багагаторівневого переносу в багатовимірних середовищах у дисертації обговорюються три. Перша проблема виникла після публікації робіт Асплунда та ін. [55, 59]. Ці автори отримали прекрасне узгодження сонячних ліній Fe I, які спостерігались з низькою просторовою роздільною здатністю, із теоретичними в ЛТР наближенні для 3D гідродинамічної моделі сонячної грануляції [56, 57]. Цей результат суперечить всім попереднім теоретичним дослідженням, в яких підкреслюється існування НЛТР ефектів у названих лініях. З іншої сторони, емпіричні дослідження Кісельмана і Асплунда [66] показали, що тільки слабкі низькозбуджені лінії Fe I можуть піддаватись ефектам відхилення від ЛТР. Між тим, із літературних джерел відомо, що саме в таких лініях НЛТР ефекти мінімальні. Як пояснити ці протиріччя?

Друга проблема стосується грануляційної структури у разі визначення вмісту заліза на Сонці, а третя пов'язана із застосуванням ЛТР інверсійних методів до інтерпретації спостережень ліній Fe I, одержаних із високою просторовою, часовою та спектральною роздільною здатностями. Особливо актуальним є питання про помилки, які виникають при відтворенні температурної структури сонячної грануляції.

Для вирішення цих проблем у дисертації розглянуто багаторівневу задачу переносу випромінювання у лініях атома заліза. Автором використано реалістичну модель атома - таку саму, як і при дослідженнях для 1D-випадку. Самоузгоджений розв'язок рівнянь статистичної рівноваги та переносу випромінювання було виконано за допомогою програми NATAJA. Ефекти горизонтального переносу не враховувались, тобто розв'язок було отримано в 1.5D наближенні. Тривимірні моделі сонячної атмосфери [56, 57] були нам надані колективом Нордлунда. Вони вже продемонстрували свою ефективність при інтерпретації сонячної грануляції [57] та в дослідженнях по геліосейсмології [23].

Найважливіші висновки, одержані в розділі 6, є такі:

1. Один з основних НЛТР механізмів утворення ліній Fe I - надіонізація УФ-полем випромінювання, дійсно має місце, але, головним чином, у гранулах. Цей НЛТР механізм веде до значної недонаселенності рівнів нейтрального заліза та до незначної перенаселенності рівнів іону. Виявилось, що рівняння Саха не підходить для опису ступеню іонізації заліза. У гранулах непрозорість всіх ліній Fe I менша, ніж при ЛТР. Це призводить до послаблення ліній, оскільки при НЛТР вони утворюються в більш глибоких шарах, там, де функція джерела більша.

2. У деяких сонячних лініях функція джерела менша за функцію Планка, що викликає посилення ліній Fe I як у гранулах, так і в міжгранульних проміжках. Обидва НЛТР ефекти намагаються компенсувати один одного. Як наслідок, сонячні лінії, які чутливі до кожного з них, будуть виглядати так, ніби вони утворюються при ЛТР. Це не відноситься до ліній Fe I із низьким потенціалом збудження, оскільки для них функція джерела близька до функції Планка. І як висновок, саме для таких сонячних ліній спостерігається найбільша різниця між ЛТР та НЛТР контурами, як для гранул, так і для просторово усереднених контурів. Таким чином, наше НЛТР моделювання, добре пояснює результати Кісельмана і Асплунда [66].

3. Існуючі розбіжності між просторово усередненими НЛТР і ЛТР контурами сонячних ліній Fe I такі, що збігання зі спостереженнями можна легко досягти як при ЛТР, так і при НЛТР - за рахунок невеликої зміни вмісту заліза. Наприклад, величина вмісту заліза, при якому теоретичні НЛТР еквівалентні ширини співпадають із спостережуваними, тільки на 0.074 dex більше тієї, яка необхідна для найкращого ЛТР узгодження. Таким чином, результати Асплунда і Кісельмана свідчать не про відсутність відхилення від ЛТР у сонячних гранулах та міжгранулах, а лише про те, що НЛТР ефекти можна добре “замаскувати” вдалим вибором вмісту заліза.

...