Моделі атмосфер СР зірок головної послідовності

Размещено на http://allbest.ru

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня

кандидата фізико-математичних наук

Моделі атмосфер СР зірок головної послідовності

1. ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Дисертація присвячена розробці програмного забезпечення з розрахунку моделей атмосфер СР зір, дослідженню стратифікації хімічних елементів в атмосферах обраних СР зір з урахуванням нових параметрів штарковского розширення ряду ліній SіI і CrI, розрахунку моделей атмосфер СР зір з урахуванням індивідуального хімічного складу, вертикальної стратифікації хімічних елементів, аномального ефекту Зеемана й ефектів магнітного тиску.

Актуальність роботи. Моделі зоряних атмосфер є на сьогоднішній день одним з основних інструментів дослідження будови й еволюції зірок, визначення їхніх фундаментальних параметрів. У той же час, рішення глобальних космологічних проблем практично неможливе без ясного розуміння фізичних механізмів і законів, що приводять до широкої різноманітності умов в атмосферах зір. СР зірки представляють у цьому сенсі особливий інтерес, демонструючи цілий ряд аномалій, зв'язаних, як видно, з мікроскопічними процесами дифузії і присутністю магнітних полів. Останні, крім того, ведуть до наявності ряду ефектів, що спостерігаються, аналізуючи які стає можливим зробити висновки про походження й еволюцію глобальних магнітних полів зір, що є винятково важливим для перевірки сучасних гіпотез теорії зоряного магнетизму.

Зв'язок з науковими програмами, планами, темами. Дослідження виконані відповідно до наукового плану кафедри астрономії і методики фізики Таврійського національного університету ім. В.І. Вернадського в рамках наукової теми номер 0101U005766 "Комплексне дослідження пекулярних зірок головної послідовності". Крім того, дана робота виконана в рамках наукового співробітництва з факультетом астрономії Віденського університету (Австрія), кафедри астрономії і фізики космосу Упсальского університету (Швеція), кафедри астрономії університету Western Ontarіo (Канада), НДІ Кримська астрофизична обсерваторія й інститутом астрономії російської академії наук ІНАСАН.

Мета і задачі дослідження. Оскільки пекулярні зірки демонструють велику різноманітність щодо хімічного складу атмосфер, то для коректного опису таких об'єктів необхідно внести ряд змін в існуючу методику моделювання. У зв'язку з цим, у рамках глобальної задачі по створенню програмного комплексу по моделюванню атмосфер і спектрів СР зірок, був поставлений ряд конкретних задач:

розробити комп'ютерну програму розрахунку моделей атмосфер СР зір з урахуванням індивідуального хімічного складу та вертикальної стратифікації хімічних елементів і ефектів магнітного поля;

провести моделювання атмосфер пекулярних зір з урахуванням індивідуально заданого вмісту хімічних елементів;

провести моделювання атмосфери пекулярної зірки з урахуванням стратифікації вмісту хімічних елементів із глибиною;

вивчити вплив аномального зееманівського розщеплення на структуру моделей зоряних атмосфер і відповідні характеристики СР зірок, що спостерігаються;

провести моделювання магнітної СР зірки з урахуванням ефектів магнітного тиску;

уточнити теоретично розраховані параметри штарківського розширення враховуючі зсув і асиметрію для спектральних ліній SіI і CrI, з'ясувати вплив нових параметрів штарковского розширення на обумовлені стратифікаційні профілі даних елементів в атмосферах обраних СР зір.

Наукова новизна отриманих результатів:

- для СР зірки CU Vir вперше розрахована модель атмосфери з вертикальною стратифікацією вмісту Si і Fe із глибиною;

- уперше розраховано моделі зоряних атмосфер з обліком аномального зееманівського розщеплення і досліджено його вплив на структуру моделей, розподіл енергії, профілі водневих ліній, ліній металів, визначення фундаментальних параметрів, теоретичних фотометричних індексів, а також само досліджено питання про правомірність використання завищеного значення мікротурбулентної швидкості для опису ефектів магнітного поля;

- на прикладі зірки И Aur показано, що варіації профілів бальмеровських ліній водню магнітних СР зір можна пояснити наявністю суттєвої сили Лоренца, спрямованої уздовж радіуса зірки враховуючи, що конфігурація глобального магнітного поля може бути представлена комбінацією дипольної і квадрупольної складової;

- перевірено й уточнено нові параметри штарковского розширення спектральних ліній SіI і CrI, пояснено їхнє зрушення й асиметрія, а також само визначено стратифікаційні профілі відповідних елементів у спектрах зір 10 Aql і CrB.

Практичне значення отриманих результатів:

- створено програму розрахунку моделей зоряних атмосфер, що дозволяє розраховувати моделі зір з індивідуальним і стратифікованим хімічним складом, а так само з урахуванням магнітного поля, що може бути застосована для аналізу атмосфер СР зір;

- отримано й опубліковано результати моделювання атмосфер і аналізу спектрів обраних СР зір;

- дослідження щодо впливу аномального зееманівського розщеплення спектральних ліній на структуру моделей зоряних атмосфер являє собою базу для комплексної побудови моделей атмосфер магнітних зір;

- дослідження ефектів магнітного тиску в атмосферах СР2 зір різних спектральних типів представляє основу для перевірки існуючих теорій зоряного магнетизму;

- перевірено й уточнено нові параметри штарковского розширення обраних ліній SіI і CrI, що будуть додані в нову версію бази даних атомних переходів VALD3;

Особистий внесок здобувача. Здобувачем зроблено наступне: у роботі [1] проведені розрахунки моделей атмосфер по об'єкту дослідження; у роботах [2] і [4] адаптовано програми розрахунку синтетичних спектрів для урахування нових параметрів ефекту Штарка, виконано аналіз спектрів СР зірок, підготовлено частину матеріалу для публікації; у роботах [3] і [6] проведено аналіз по об'єктах дослідження, розраховано моделі атмосфер, підготовлено матеріал для публікації; у роботі [5] проведено розрахунки моделей атмосфер, проаналізовано результати розрахунків, написано частину матеріалу для публікації; у роботі [7] і [8] виконано розрахунки по об'єктах дослідження.

Апробація результатів дисертації. Результати дисертаційної роботи доповідалися на наступних конференціях:

- IAU Symposium 210, "Modelling of Stellar Atmospheres", Uppsala, Sweden, 2002

- Міжнародна конференція та семінар "Magnetic stars", САО, Нижній Архиз, Росія, 2003

- IAU Symposium 224, "The A-Star Puzzle", Poprad, Slovakia, 2004

- V Symposium on physics and diagnostics of laboratory and astrophysical plasmas of Belarus, Serbia and Montenegro, Minsk, Belarus, 2004

- 5th Serbian Conference on Spectral Line Shapes in Astrophysics, Vrsac, Serbia, 2005

Публикации. Результати дисертації надруковано в 7 статтях у наукових журналах та в 1 статті - у матеріалах конференції.

Структура і зміст дисертації. Дисертаційна робота складається зі вступу, переліку умовних скорочень, трьох розділів, висновків та списку використаних джерел, який містить 162 найменування. Загальний обсяг дисертаційної роботи становить 145 сторінок друкованого тексту, включаючи 24 рисунка і 8 таблиць.

2.ОСНОВНИЙ ЗМІСТ ДИСЕРТАЦІЇ

У вступі викладено актуальність проблеми, зв'язок роботи з науковими програмами, основні цілі і задачі роботи, наукова новизна отриманих результатів, їхнє практичне значення, особистий внесок здобувача в наукові публікації, апробацію результатів дисертації і список робіт, у яких опубліковано результати дисертації.

У Главі 1 описуються основні положення і наближення, що використовуються при побудові "класичних" моделей зоряних атмосфер. Потім наводяться основні рівняння теорії моделювання, вводяться основні поняття і фізичні величини, що описують стан поля випромінювання і речовини атмосфери, даються посилання на методи рішення основних рівнянь. Оскільки поглинання в спектральних лініях оказує суттєвій вплив на фізичну будову атмосфер зір, описуються основні (статистичні) методи урахування лінійчатої непрозорості, що історично використовуються при моделюванні атмосфер звичайних зірок. У висновку приводиться загальна схема розрахунку моделей зоряних атмосфер, коротко описуються ключові етапи розрахунку.

Глава 2 присвячена проблемам побудови моделей атмосфер СР зір з урахуванням їх індивідуального хімічного складу і стратифікації хімічних елементів з глибиною, а також аналізу спектрів обраних зір с урахуванням нових параметрів ефекту Штарка.

Аналіз спектрів СР зір високої роздільної здатності чітко показує присутність стратифікації хімічних елементів у їхніх атмосферах. Точне визначення залежності розподілу вмісту хімічних елементів із глибиною в атмосферах СР зір являє собою першорядну задачу для перевірки результатів сучасних дифузійних розрахунків. Однієї з основних проблем у подібних дослідженнях є відсутність акуратних атомних даних. При цьому ефект Штарка є одним з найбільш значимих ефектів розширення спектральних ліній в атмосферах СР зір.

Приймаючи до уваги важливість використання коректних атомних даних, було проведено ряд робіт з перевірки й уточнення теоретичних параметрів штарківського зсуву і розширення декількох найбільш сильних ліній SіI (переходи) і CrI (переходи ). Теоретичні розрахунки були проведені М. Димитриєвичем і Л. Поповичем у рамках напівкласичної теорії збурювань. У результаті були отримані апроксимаційні формули для величин штарківського зсуву і розширення в залежності від кінетичної температури і щільності збурюючих часток, у якості яких приймалися електрони, протони й іони HeII. Очікувана середня помилка теоретичних розрахунків складає ±50%.

У випадку ліній SіI, уточнення теоретичних значень проводилося по спектру Сонця. Результати розрахунків показали, що для одержання найкращої відповідності спостереженням, розраховані параметри штарківського розширення і зсуву повинні бути збільшені на 40%. Показано, що застосування нових параметрів забезпечує найкращу відповідність між синтетичними профілями і профілями, що спостерігаються, у спектрах таких зір, як Сонце, HD32115 і HD122970. Сама гаряча з розглянутих зір, 10 Aql, демонструє найбільш асиметричний профіль лінії SіI 6155Е, що не вдалося відтворити ніякими комбінаціями параметрів Штарк-ефекту в нестратифікованій атмосфері. Тому було зроблено спробу знаходження розподілу вмісту кремнію з глибиною емпіричним шляхом, використовуючи ряд ліній SіI і SіII. Знайдений таким шляхом розподіл кремнію з глибиною представляє східчасту функцію із сильною зміною вмісту в районі від log₅₀₀₀=-1 до log₅₀₀₀=0, що складає більш ніж 3.5 порядку. Таким чином, в атмосферах гарячих Ар зір, крім ефекту Штарка, важливу роль у формуванні асиметрії ліній грає стратифікація хімічних елементів. Показано, що чутливість величини асиметрії лінії до зміни числа атомів Si від глибини може бути використана для дослідження стратифікації даного елемента в зоряній атмосфері.

Незважаючи на досить великі величини параметрів ефекту Штарка для ліній CrI, даний ефект не спостерігається в зорях із сонячним вмістом хрому. У гарячих зорях лінії CrI, як правило, слабкі, а в більш-менш холодних значну роль починають грати інші механізми розширення. Єдину можливість представляє аналіз ефекту Штарка в стратифікованих атмосферах Cr-rіch зір, таких, наприклад, як в CrВ. Параметри моделювання були прийняті наступними: T_eff=8000K, logg=4.3, напруженість поверхневого магнітного поля Bs=5.4кГс. Спочатку, використовуючи набір спектральних ліній CrI, CrII, FeI і FeII з різними енергіями збудження, були проведені роботи з визначення стратифікаційних профілів Fe і Cr в атмосфері зорі. У процесі подальших розрахунків з'ясувалося, що для одержання відповідності спостереженням параметри Штарк-ефекту повинні бути занижені на 70%. Детальні розрахунки дозволили зробити висновок, що внесок протонів і іонів HeII в розширення і зміщення лінії досить значний і іноді (у залежності від температури) навіть більше, ніж внесок електронів. У залежності від концентрації електронів, протонів і іонів HeІІ, штарківське зміщення для однієї і тієї ж лінії може приводити до асиметрії як у бік синьої, так і у бік червоної області спектра.

Стратифікація хімічних елементів впливає на профілі спектральних ліній хімічних елементів, що вимагає побудови відповідних моделей атмосфер. Це, у свою чергу, вимагає перегляду класичних методів урахування поглинання в спектральних лініях. Такі методи, що широко використовуються, як ODF (Opacіty Dіstrіbutіon Functіon) і OS (Opacіty Samplіng), постають перед серйозною проблемою: їхня статистична природа не дозволяє коректно врахувати ефекти хімічного складу СР зір, коли необхідно найбільш точно забезпечити інтегрування величин, що описують поле випромінювання, усюди в атмосфері зорі, включаючи самі верхні шари атмосфери.

На наступному етапі роботи була розроблена нова програма розрахунку моделей зоряних атмосфер LLModels, що заснована на модифікованих блоках таких програм, як програми Р. Куруца ATLAS9 [2], ATLAS12 [3], а також на блоках з розрахунку лінійчатої непрозорості програми В. Цимбала STARSP [5]. Програма призначена для розрахунків плоско-паралельних, ЛТР моделей атмосфер зір ранніх і середніх спектральних класів з урахуванням їх індивідуального хімічного складу і стратифікації хімічних елементів із глибиною. Розрахунок лінійчатої непрозорості робиться так званим LL (lіne-by-lіne) методом. Суть методу полягає у використанні досить маленького кроку по довжині хвилі для забезпечення більш-менш точного опису поглинання від усіх ліній, що роблять суттєвий внесок у непрозорість зоряної речовини. Величина кроку складає, як правило, 0.1 Е, що відповідає приблизно 300000-700000 точок по частоті в області, де зоря випромінює основну кількість енергії. Для обчислення коефіцієнта непрозорості на даній довжині хвилі сумується поглинання від усіх ліній, що лежать у межах ±2.5 Е від . Урахування таких широких ліній, як лінії водню, ліній H і K CaII і т.д., проводиться окремо. Основна задача LL методу - звести статистичні помилки при інтегруванні величин поля випромінювання до мінімуму, зберігаючи при цьому точність і швидкість розрахунку. Метод демонструє високий динамічний діапазон при розрахунку коефіцієнта поглинання у верхніх шарах атмосфери, що забезпечує більш точний опис температурної структури моделей. Він також дозволяє розраховувати моделі атмосфер з індивідуальним і стратифікованим хімічним складом, а також з урахуванням ефектів магнітного поля.

Як список ліній у програмі LLModels можна використовувати списки ліній, опубліковані Р. Куруцем, а також списки, доступні з бази даних VALD. Профілі водневих ліній розраховуються або з застосуванням наближеного підходу Гриму, або з використанням таблиць Лемке. Рівняння гідростатичної рівноваги розраховується на монохроматичній сітці глибин ₅₀₀₀. Конвекційний перенос енергії розраховується по теорії шляху перемішування або з використанням моделі, що була запропонована Кануто і Маззителли. Рівняння переносу розраховується або методом матричних операторів, або методом Фотриє.

На наступному етапі був зроблений розрахунок моделей атмосфер з урахуванням як індивідуального хімічного складу, так і стратифікації. Для цієї мети була обрана зоря спектрального класу B9p CU Vіr. Початкові параметри моделювання, так само як і величини вмісту He, Mg, Sі, Cr і Fe, бралися з роботи [4], в якій використовувалися технології допплерівського картування для визначення поверхневого розподілу хімічних елементів у залежності від фази обертання зорі. Для інших елементів передбачався сонячний хімічний склад. Початковий список ліній брався з бази VALD, з якого були відібрані тільки ті лінії, що вносять суттєвий вклад у непрозорість. Найкраща відповідність між теорією і спостереженнями була отримана з наступними параметрами моделювання: T_eff=12750±100K, logg=4.0±0.05, для фази 0.0 і T_eff=12750±100K, logg=4.2±0.05 для фази 0.5 відповідно. Однак ні розрахунки програмою LLModels, ні такі ж розрахунки з використанням таблиць ODF у припущенні однорідної атмосфери виявилися не в змозі описати регіон на довжині хвилі 5200Е. Дослідження показали, що ніякими змінами T_eff і logg неможливо одночасно описати депресію потоку, сумарний розподіл енергії і профіль лінії H. Тому на наступному етапі роботи були проведені дослідження з визначення в першу чергу стратифікації тих елементів, що вносять суттєвий вклад у лінійчату непрозорість, таких як Sі і Fe. При визначенні стратифікації використовувалися деякі лінії SіI, SіII і FeI. Зазначимо, що ні профілі ліній H, ні депресія потоку на 5200Е не змінилися суттєво з введенням стратифікації одного лише Sі. Однак модель атмосфери, розрахована також з урахуванням стратифікації Fe, виявилася здатною описати одночасно регіон 5200Е, сумарний розподіл енергії і профіль лінії H. Таким чином можна зробити висновок, що єдиним рішенням проблеми є наявність стратифікації заліза, для урахування якої необхідні програми розрахунку моделей зоряних атмосфер, подібні до LLModels. Проведений аналіз дозволяє зробити висновок, що урахування стратифікації хімічних елементів веде до суттєвої зміни структури моделей атмосфер. Тому важливим етапом при визначенні стратифікаційних профілів елементів являється перерахування моделей атмосфер і, таким чином, ітераційна процедура "стратифікація-модель атмосфери-стратифікація" повинна бути застосована для подібного роду досліджень.

Глава 3 присвячена побудові моделей атмосфер СР зір з урахуванням ефектів магнітного поля. Зокрема, проводяться дослідження впливу аномального ефекту Зеемана й ефектів магнітного тиску на структуру моделей зоряних атмосфер.

Магнітні СР зорі являють собою А F зорі головної послідовності з характерними напруженнями магнітних полів від кількох сотень до декількох десятків килогаус. Аналіз розподілів енергії магнітних СР зір авторами різних робіт показує ряд аномалій, що, як передбачалося, є результатом додаткового поглинання, що викликається магнітною інтенсифікацією спектральних ліній. Основною задачею даного дослідження є реалістичне урахування аномального зееманівського розщеплення в моделях зоряних атмосфер, що докладно не досліджувалося до сьогоднішнього дня.

Магнітне розщеплення враховувалося для всіх атомних ліній (крім ліній водню) відповідно до індивідуальних параметрів аномального зееманівського розщеплення для кожної з них. Вихідний список ліній був витягнутий з бази даних VALD. Виявилося, що для 4-10% усіх спектральних ліній фактори Ланде невідомі. У цьому випадку для ліній легких елементів (від He до Sc) передбачалося справедливим наближення LS зв'язку. Це дозволило скоротити число ліній з невідомим фактором Ланде до 1-4%. Для ліній, що залишилися, передбачалося, що вони розщеплюються як класичний триплет з ефективним фактором Ланде g_eff=1.2.

Час рахунка моделей скорочувалося шляхом ведення моделі магнітного поля, вектор якого перпендикулярний проміню зору. У цьому випадку вплив переносу поляризованого випромінювання на параметр Стокса І є мінімальним і можна використовувати рівняння переносу, записане для неполяризованого випромінювання. Наприклад, в роботах ряду авторів було показано, що даний метод практично цілком виправданий для слабких ліній і забезпечує більш-менш достатні результати для сильних ліній і ліній середньої інтенсивності. У той же час, це приводить до завищення магнітної інтенсифікації для найбільш сильних спектральних ліній.

Використовуючи програму LLModels, була розрахована сітка моделей зоряних атмосфер з ефективними температурами T_eff=8000K, 11000K, 15000K, прискоренням вільного падіння logg=4.0, металевостями [M/H]=+0.0,+0.5,+1.0 і напруженнями магнітних полів 0, 1, 5, 10, 20 і 40 кГс. Результати розрахунків показали, що додаткова непрозорість у зееманівських компонентах веде до нагрівання атмосфери в області формування спектральних ліній, величина якого залежить від ефективної температури, інтенсивності поля і металевості зорі. Для гарячих СР зір спостерігається нагрівання всієї атмосфери. Також спостерігається перерозподіл енергії випромінювання з УФ області у видиму область. Дефіцит потоку в УФ області при цьому становить 0.2-0.3mag для поля 10кГс і 0.3-0.8mag для поля 40кГс відповідно. Депресія потоку в області 5200Е зі збільшенням ефективної температури поступово зникає, хоча в загальному випадку її амплітуда залежить від величини модуля магнітного поля. Представлені в роботі розрахунки здатні пояснити величину даної депресії для холодних СР зір.

Результати дослідження впливу магнітної інтенсифікації спектральних ліній на фотометричні індекси таких систем, як система Стремгрена uvbyH, женевська система (пекулярні індекси Z и (V₁-G)) і пекулярна система а, дозволяють зробити висновок, що залежність змін усіх фотометричних індексів від модуля поля суттєво залежить від ефективної температури зорі. Для малих значень T_eff фотометричні зміни є чітко видними, у той час як для більш гарячих моделей зміни індексів є малими (крім c₁). Фотометрична система а, яка характеризує величину депресії 5200Е, протягом довгого часу розглядалася як один з найбільш чутливих індикаторів пекулярностей зір із сильними магнітними полями. Результати теоретичних розрахунків підтверджують його чутливість до металевості і напруженості магнітного поля. Однак даний індекс більш всього піддається впливу магнітного поля при низьких ефективних температурах і швидко насичується при високих. Поводження іншого пекулярного індексу (V₁-G) практично цілком повторює поводження розглянутого вище а. Індекс Z, запропонований як індикатор хімічних пекулярностей і напруженості поверхневого магнітного поля, зі збільшенням T_eff стає менш чутливим до ефектів магнітного поля в порівнянні з індексами а і (V₁-G). Таким чином, жоден із запропонованих раніше фотометричних індикаторів різного роду пекулярностей СР зір не показує лінійної залежності відносно напруженості магнітного поля.

Зміни в структурі атмосфери, викликані додатковим поглинанням у зееманівських компонентах, не дають сильного впливу на профілі ліній водню. Для лінії Hв максимум такої зміни становить 3% для моделі з B=40кГс стосовно моделі з нульовим полем і не перевищує 1% для B<10кГс. Для дослідження впливу структури магнітних моделей на профілі ліній металів було розраховано синтетичні спектри в діапазоні 4000-6000ЕЕ з металевістю [M/H]=+1.0 для моделей з нульовим полем і полем 10кГс. Помітимо, що, оскільки нас цікавив ефект тільки лише структури моделей, синтетичний спектр розраховувався без обліку зееманівського розщеплення і переносу поляризованого випромінювання. Розрахунки показали, що глибина ліній поглинання металів змінюється в спектрах магнітних моделей. Найбільш сильний ефект був знайдений для моделей з T_eff=8000K, де при полі в 10кГс велика кількість ліній середньої і малої інтенсивності стають систематично слабкіше на 4-6% від рівня континуума щодо немагнітної моделі. Дана розбіжність зменшується зі збільшенням ефективної температури. Можна зробити висновок, що в загальному випадку нагрів атмосфери через ефект Зеемана може бути зігнорований при звичайних процедурах аналізу хімічного складу.

Також були проведені розрахунки для оцінки ефектів магнітного поля на фотометричні визначення таких фундаментальних характеристик, як T_eff і logg. Показано, що навіть у випадку великих значень напруженості магнітного поля, невизначеності, внесені впливом ефекту Зеемана, не виходять за межі дозволених помилок.

Протягом довгого часу магнітна інтенсифікація спектральних ліній у моделях атмосфер враховувалася шляхом використання псевдо-мікротурбулентної швидкості t. Результати розрахунків показали, що для кількісного опису температурної структури, розподілу енергії і депресії на 5200Е потрібно застосування індивідуальних значень t для моделей з тими самими T_eff і logg. Більш того, чутливість моделей до магнітної інтенсифікації зменшується зі збільшенням ефективної температури швидше ніж вплив t. Можна зробити висновок, що використання псевдо-мікротурбулентної швидкості не може бути використане при моделюванні окремих аномалій у спектрах магнітних зір.

У рамках глобальної задачі побудови моделей атмосфер СР зір були початі роботи з дослідження найбільш яскравих СР2 зір на предмет виявлення присутності значних сил Лоренца в їхніх атмосферах і прямому моделюванню ефектів магнітного тиску. У даній частині дисертаційного дослідження представляються результати аналізу варіацій профілів водневих ліній у найбільш яркої А0р зорі И Aur. Аналіз величин стандартного відхилення у(%) спектрів показав наявність суттєвих варіацій профілів ліній водню Hб, Hв і Hг, що може буде інтерпретовано як наявність суттєвих сил Лоренца [1].

Для інтерпретації спостережень методом моделей атмосфер використовувались наступні припущення:

- магнітне поле біля поверхні зорі являється вісесиметричним з домінуючою дипольною або диполь+квадрупольною складовою;

- індуковане електричне поле (електрорушійна сила, або ЕРС) постійно з глибиною і має тільки азимутальний компонент. В цьому випадку розподіл струмів може бути представлено через приєднані поліноми Лежандра , де n=1 для диполя, n=2 для квадруполя и т.д. [6];

- напруженість ЕРС постійна с глибиною в атмосфері зорі;

- атмосфера зорі знаходиться в стані гідростатичної рівноваги;

- обертання зорі, амбіполярна дифузія, струми Холу та інші динамічні процеси ігноруються.

Помітимо, що величини ЕРС являються вільними параметрами в представленій моделі. У той же час, вони є одними з фундаментальних характеристик і можуть бути використані як граничні умови при побудові моделей конфігурацій полючи усередині зірки. Таким чином, непрямі виміри цих величин за допомогою спостережень магнітних зір є першорядною задачею для зоряного магнетизму.

Програма LLModels була відповідним чином модифікована для урахування ефектів магнітного тиску. Обчислення електричної провідності зоряної плазми здійснювалося з використанням лоренцовой моделі зіткнень часток, у якій дозволені тільки парні зіткнення. У випадку позитивної сили Лоренца (спрямованої по радіусу зірки), існує деяке критичне значення величини ЕРС (при фіксованому модулю і поперечному компоненту поля), що веде до нестатичного рішення. Тому бралися тільки такі значення ЕРС, при яких усі двадцять моделей знаходяться в стані статичної рівноваги.

Фундаментальні параметри визначалися з використанням фотометричного розподілу енергії і теоретично розрахованих профілів ліній H і Hг. Лінія Hб не розглядалася через дуже сильне поглинання в молекулярних лініях. Найкращу відповідність спостереженням було отримано із застосуванням наступних параметрів: T_eff=К, logg=.

Відносна інтенсивність квадрупольного і дипольного компонентів B_q/B_d підбиралася методом найменших квадратів з умови, що така конфігурація повинна описувати варіації подовжнього компонента поля, що спостерігаються, з робіт інших авторів. Було знайдено, що найменший ч² утворюється при застосуванні негативного квадруполя з B_q/B_d=-2 (ч²=1.14, B_d=1.4кГс), у той час як чисто дипольна конфігурація дає ч² =2 (B_d=1.3кГс).

Оскільки зоря показує варіації вмісту елементів з фазою обертання, для поділу ефектів магнітного тиску від ефектів хімічного складу були розраховані моделі атмосфер з індивідуальним хімічним складом для чотирьох фаз, узятими з робіт інших авторів. Прямі чисельні розрахунки моделей атмосфер показали, що зміни водневих профілів, що спостерігаються, неможливо пояснити ефектами індивідуального хімічного складу. На наступному етапі дванадцять сіток моделей зоряних атмосфер було розраховано з позитивною і негативною силами Лоренца і з B_q/B_d у діапазоні від 0.5 до -2 із кроком 0.5. Профілі водневих ліній розраховувалися для кожної з результуючих 240 моделей. Чисельні експерименти показали, що для опису амплітуди варіацій ліній водню, що спостерігаються, з застосуванням негативної сили Лоренца, величина ЕРС на екваторі повинна складати СГС одиниць для чисто дипольної конфігурації і СГС одиниць для диполь+квадрупольної конфігурації. У випадку позитивної сили Лоренца ці величини склали і СГС одиниць відповідно. Аналіз розрахунків показав, що у(%), що спостерігаються, можуть бути описані тільки позитивною силою Лоренца, що демонструє гарне узгодження зі спостереженнями при урахуванні як дипольної, так і диполь+квадрупольної конфігурацій магнітного поля. Подальший детальний аналіз кожної з двадцяти фаз обертання показав, що найкраще узгодження із спостереженнями може бути отримане при застосуванні лише диполь+квадрупольної конфігурації c B_q/B_d=-2. У Висновку приведений підсумок виконаної роботи й оцінка її наукової цінності, а також підсумовані основні результати дисертації.

ВИСНОВКИ

Дисертація присвячена проблемам моделювання атмосфер СР зір. Вивчення аномалій, що демонструють їх спектри, є однією з фундаментальних задач сучасної астрофізики і становить величезний інтерес для теоретичних моделей еволюції хімічних елементів і зоряного магнетизму. Моделі атмосфер при цьому виступають як необхідна ланка між теорією і спостереженнями. У випадку СР зір виникає необхідність проводити моделювання їхніх атмосфер з урахуванням індивідуально заданого вмісту хімічних елементів і стратифікації хімічних елементів із глибиною в атмосфері. Для магнітних СР зір виникає необхідність урахування впливу магнітного поля.

Стратифікація хімічних елементів відіграє ключову роль у формуванні спектральних особливостей СР зір. Її визначення є поєднаним з цілим рядом проблем, однією з яких є недостатньо точний рівень розрахунків параметрів атомних переходів. У дисертаційному дослідженні було проведено ряд робіт з перевірки й уточнення нових теоретично розрахованих параметрів ефекту Штарка декількох ліній SіI (переходи ) і CrI (переходи ), а так само визначено стратифікаційні профілі відповідних елементів в атмосферах таких СР зір як 10 Aql і в CrB.

Для коректного опису й аналізу атмосфер СР зір необхідно мати можливість розрахунку відповідних моделей зоряних атмосфер. Розроблена комп'ютерна програма LLModels дозволяє розраховувати моделі атмосфер з урахуванням індивідуального хімічного складу і стратифікації хімічних елементів. Реалізований у ній LL метод урахування лінійчатої непрозорості зоряної речовини забезпечує більш точний розрахунок моделей без введення яких-небудь додаткових припущень і обмежень. Із використанням цієї програми LLModels проводилися всі представлені в дисертаційному дослідженні розрахунки атмосфер СР зір.

Розраховані моделі атмосфер зірки CU Vіr показали, що урахування стратифікації хімічних елементів веде до значних змін у структурі моделей і теоретичному розподілі енергії. Показано, що стратифікація заліза може пояснити ряд аномалій у спостереженнях, зокрема, широкополосну депресію потоку в районі довжини хвилі 5200Е.

Магнітне поле являється характерною рисою СР2 зір, напруженість якого варіюється в широких межах. Донедавна ефекти магнітної інтенсифікації спектральних ліній у розрахунках моделей атмосфер таких зір або ігнорувалися повністю, або враховувалися дуже приблизно шляхом введення ряду вільних параметрів. У представленій дисертації були вперше розраховані моделі зоряних атмосфер з реалістичним урахуванням аномального зееманівського розщеплення спектральних ліній і проведене теоретичне дослідження впливу даного ефекту на структуру моделей атмосфер.

Почато систематичні дослідження магнітних СР зір на предмет вивчення ефектів магнітного тиску, що викликані можливою присутністю значних сил Лоренца в їхніх атмосферах. Проведений аналіз зорі И Aur показав, що варіації профілів бальмеровских ліній водню, що спостерігаються, можна пояснити наявністю суттєвої сили Лоренца, спрямованої уздовж радіуса зорі. При цьому величина індукованого електричного поля на екваторі лежить у межах СГС одиниць.

Нижче наведені результати дисертації:

- розроблено програму розрахунку моделей зоряних атмосфер з урахуванням індивідуального хімічного складу і стратифікації хімічних елементів із глибиною;

- для СР зорі CU Vіr уперше розраховано модель атмосфери з вертикальною стратифікацією вмісту Sі і Fe із глибиною. Показано, що стратифікація Fe веде до суттєвої зміни структури моделей і розподілі потоку енергії, дозволяючи пояснити широкополосну депресію потоку в районі довжини хвилі 5200Е, що не вдається описати класичними моделями атмосфер з припущенням однорідного розподілу хімічних елементів;

- уперше розраховано моделі зоряних атмосфер з урахуванням аномального зееманівського розщеплення в магнітному полі і досліджено його вплив на структуру моделей, розподіл енергії, профілі водневих ліній, ліній металів, на визначення фундаментальних параметрів зір, теоретичних фотометричних індексів, а також досліджене питання про правомірність використання завищеного значення мікротурбулентної швидкості для опису ефектів магнітного поля;

- уперше розраховано моделі атмосфери зорі И Aur з урахуванням ефектів магнітного тиску. Показано, що варіації профілів бальмеровских ліній водню, що спостерігаються, можна пояснити наявністю суттєвої сили Лоренца, спрямованої уздовж радіуса зорі при урахуванні, що конфігурація глобального магнітного поля може бути представлена комбінацією дипольної і квадрупольної складових. Показано, що ефект, що спостерігається, неможливо пояснити впливом хімічного складу. Наведено знайдені величини індукованого електричного поля на екваторі зорі;

- перевірено й уточнено нові параметри Штарк-ефекту спектральних ліній SіI і CrI, пояснено їхнє зміщення й асиметрія, а також визначено стратифікаційні профілі відповідних елементів у спектрах обраних СР зір.

Розроблена в дисертації програма розрахунку моделей атмосфер являється базою для моделювання процесів дифузії атомів і іонів у магнітному полі.

ЦИТОВАНА ЛІТЕРАТУРА

атмосфера зірка магнітний поле

Kroll R. Atmospheric Variations in Chemically Peculiar Stars // Reviews in Modern Astronomy. - 1989. - Vol.2. - p.194-204.

Kurucz R.L. ATLAS9 Stellar Atmosphere Programs and 2 km/s grid. CD-ROM N13. - Smithsonian Astrophysical Observatory, 1993.

Kurucz R.L. A New Opacity-Sampling Model Atmosphere Program for Arbitrary Abundances // Proceedings of the IAU Colloquium No. 138. - Trieste. - 1993. - p.87-97.

Kuschnig R., Ryabchikova T.A., Piskunov N.E., Weiss W.W., Gelbmann M.J. Multi element Doppler imaging of AP stars. I. He, Mg, Si, CR and Fe surface distribution for CU Virginis // Astronomy and Astrophysics. - 1999. - Vol.348. - p.924-932.

Tsymbal V. STARSP: A Software System For the Analysis of the Spectra of Normal Stars // Astronomical Society of the Pacific Conference Series - 1996. - Vol.108. - p.198-199.

Wrubel M.H. On the Decay of a Primeval Stellar Magnetic Field // Astrophysical Journal. - 1952. - Vol.116. - p.291-298.

СПИСОК ОПУБЛІКОВАНИХ ПРАЦЬ ЗДОБУВАЧА ЗА ТЕМОЮ ДИСЕРТАЦІЇ

1. Khan S.A., Shulyak D.V. Model atmosphere of HD101065 with individualized abundances // Odessa Astronomical Publications. - 2002. - Vol.15. - p.18-22.

2. Dimitrijevic M.S., Ryabchikova T., Popovic L.C., Shulyak D., Tsymbal V. On the influence of Stark broadening on SiI lines in stellar atmospheres // Astronomy and Astrophysics. - 2003. - Vol.404. - p.1099-1106.

3. Shulyak D., Tsymbal V., Ryabchikova T., Stuetz Ch., Weiss W.W. Line-by-line opacity stellar model atmospheres // Astronomy and Astrophysics. - 2004. - Vol.428. - p.993-1000.

4. Dimitrijevic M.S., Ryabchikova T., Popovic L.C., Shulyak D., Khan S. On the influence of Stark broadening on CrI lines in stellar atmospheres // Astronomy and Astrophysics. - 2005. - Vol.435. - p.1191-1198.

5. Kochukhov O., Khan S., Shulyak D. Stellar model atmospheres with magnetic line blanketing // Astronomy and Astrophysics. - 2005. - Vol.433. - p.671-682.

6. Shulyak D., Valyavin G., Kochukhov O., Khan S., Tsymbal V. Atmospheres of CP stars: magnetic field effects // Memorie della Societa Astronomica Italiana Supplement. - 2005. - Vol.7. - p.99-106.

7. Глаголевский Ю.В., Леушин В.В., Чунтонов Г.А., Шуляк Д. Атмосферы Bp-звезд с дефицитом гелия // Письма в астрономический журнал. - 2005. - Т.31. - N11. - с.1-15.

8. Valyavin G., Kochukhov O., Shulyak D., Lee B.-C., Galazutdinov G., Kim K.-M., and Han I. The Lorentz force in atmospheres of CP stars: ИAur, Journal of The Korean Astronomical Society. - 2005. - Vol.38. - p.55-60.

Размещено на Allbest.ru