ОПРЕДЕЛЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ ЖЕЛЕЗА В ФОТОСФЕРЕ СОЛНЦА,

АРКТУРА, ПРОЦИОНА И ВЕГИ.

Баязитов УШ., Галиев А.К. (GalievAK@ic.bashedu.ru)

Башкирский Государственный Университет

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

В свете изложенного представляет интерес дискуссия, развернувшаяся на страницах журнала Astronomy and Astrophysics между двумя известными группами исследователей из Оксфорда [1] и Киля [2]. Первая группа настаивает на значении содержания железа, равном lg e = 7.63, в то время как вторая-на величине lg e = 7.50, совпадающим с содержанием железа в метеоритах. При этом важно отметить, что обе группы при расчетах использовали линии нейтрального железа (FeI) при локально-термодинамическом равновесии (ЛТР) и одинаковую модель атмосферы.

Целью данной работы является определение содержания железа на Солнце и в звездах при отказе от ЛТР с использованием наблюдаемых линий FeI. Здесь используется составленная нами по последним атомарным данным 40-уровневая модель атома железа, а также современные модели атмосферы Солнца: модель Куруца и модель VAL-C и модели звезд. Этот подход использован в компьютерной реализации, предложенной в работе [3]. Для расчета содержания железа проводится сравнение теоретических значений эквивалентной ширины с экспериментальными данными. Соответствующие наблюдаемые эквивалентные ширины линий FeI определены нами для центра диска Солнца используя атлас [4], для всего солнечного диска [5], а также для исследуемых линий звезд. Далее опишем методику обработки линий и методику вычислений.

Методика обработки блендированных спектральных линий и измерение их эквивалентных ширин.

Очень важной особенностью спектра излучения Солнца и звезд является присутствие фра-унгоферовых линий поглощения, которые дают множество детальных сведений об их атмосфере,

включая температуру, давление, динамику, химический состав и локальные значения напряженности магнитного поля. Для этого приходится решать крайне трудную проблему интерпретации профиля спектральной линии из-за наложения линий различных химических элементов.

Одной из важнейших характеристик спектральной линии Солнца и звезд является эквивалентная ширина, которая определяется как относительное количество излучения, вычитаемое линией из непрерывного спектра:

оооо

W = j((Fc - Fv)/Fc)dv= j(1 - (Fv ))dv.

00

В качестве наблюдательной ссылки для Солнца использовались линии железа, наблюдаемые в центре диска и для всего солнечного диска (Солнце как звезда). Для Проциона использованы оцыфрованные спектры из работы [6], а для Арктура данные из работы [7]. В случае Веги использовались значения эквивалентных ширин из работы [8].

Спектры Солнца и звезд изобилуют спектральными линиями, налагающимися друг на друга, которые могут значительно исказить профиль исследуемой линии и привести к ошибочным выводам. Здесь предлагается методика очистки профиля исследуемой линии от блендирующих линий для вычисления их эквивалентных ширин и получения «очищенного профиля». Методика была реализована в компьютерной программе PROFIL, написанной на языке Turbo-Pascal. Программа позволяет обрабатывать оцифрованные спектры исследуемых объектов и выдает первоначальный и очищенный от бленд профиль спектральной линии. Нами использован следующий алгоритм очистки линии, приведенный ниже.

1.Выбор диапазона длин волн для исследуемой линии.

2.Отбрасывание точек профиля, явно отличающихся от гауссового характера.

3.Сравнение длинноволнового и коротковолнового крыла линии профиля линии.

4.Доплеровское ядро берется из наблюдаемого спектра, а далекие крылья линии аппроксимируются гауссовой (для слабых линий) и лоренцевской (сильные линии) кривыми.

5.Вычисление эквивалентной ширины путем численного интегрирования. На рис. 1 показан пример применения нашей программы.

К

« О

о с

1,0-

0,8-

0,6-

0,4-

0,2-

0,0

52285230523252345236

Длина волны, в ангстремах

5238

Рис. 1 Сравнение вычисленных нами эквивалентных ширин с результатами работы [8].

На рис.2 показан график сравнения найденных нами величин по атласу [5] и значений из работы [9].

Рис.2 Сравнение вычисленных и известных эквивалентных ширин линий Fe I.