Определение содержания железа в фотосфере солнца (стр. 2 из 2)

VAL-C. Как отмечалось ранее, в модели VAL-C микротурбулентная скорость уже задана и поэтому она оставалась постоянной. Не-ЛТР содержание железа по линиям, образованным от всего диска, составила lg e=7.513±0,013, а от линий, образованных в центре диска, соответственно lg e=7,528±0,014. На рис. 3 показано поведение отношения Wт/Wo от Wo при найденных значениях содержания FeI.

Kurucz. Для указанной модели не приведены значения микротурбуленции, поэтому она находилась как свободный параметр. Микротурбулентная скорость, равная 1 км/с, хорошо описывает нашу выборку данных. Применяя не-ЛТР расчеты для центра диска, мы нашли значение lg e=7,550±0,014, а для всего диска - lg e=7,529 ± 0,014.

Обсуждение результатов

Проведенные нами расчеты и сравнение с наблюдаемыми интенсивностями в спектре Солнца по казали, что найденное нами обилие железа ближе к метеоритному содержанию.

Как для модели VAL-C, так и для модели Куруца обилия железа для центра диска несколько выше, чем для всего солнечного диска. Однако эти различия не превосходят ошибок измерения обилия. Причина различий может заключаться в том, что в моделях атмосфер приведена только вертикальная составляющая микротурбуленции, а тангенциальная составляющая не учитывается. Ясно, что тангенциальная составляющая не действует на интенсивности в центре диска, в то же время пренебрежение ею будет приводить к заниженным значениям интегрированных по всему диску интенсивностей линий. Поэтому можно считать, что увеличение точности определения содержания железа на Солнце будет достигнуто при учете тангенциальной микротурбуленции. Более существенны различия в обилии, полученные по разным моделям. Значения содержания железа по модели Куруца превышают соответствующие значения для VAL-C. Заметим, что имеются отклонения в результатах, полученных по различным моделям. Однако различия так же, как и в предыдущем случае, лежат в пределах точности определения содержания. Возможно, эти различия связаны с индивидуальными особенностями моделей, а именно, функциональными зависимостями физических параметров от глубины. Этот результат требует дальнейших исследований. С учетом всех вычисленных значений мы определили среднюю величину содержания железа в атмосфере Солнца, равную lg e=7,530±0,007.

Выводы

Основные результаты данной работы состоят в следующем.

Рис. 3. Поведение отношения Wт /W0 от W0 при найденных значениях обилия железа.

Разработана методика определения эквивалентных ширин линий нейтрального железа, и с помощью нее получены их значения для центра диска и для проинтегрированного по всему диску Солнца излучения.

Изучено образование линий железа при отказе от ЛТР с помощью нашей модели атома железа и моделей атмосфер Куруца и VAL-C. Показано, что отказ от ЛТР может привести к заниженным значениям содержания железа.

Путем сравнения теоретических и наблюдаемых эквивалентных ширин найдено среднее по всем расчетам значение содержания железа в атмосфере Солнца, равное lg e=7,530±0,007, что близко к его содержанию в метеоритах.

В заключение автор выражает благодарность профессору Харрасову М.Х. за обсуждение результатов и ценные замечания.

Списоклитературы

Blackwell D. // Astronomy and Astrophysics. 1995. V. 296. P. 217.

Holveger H. // Astronomy and Astophysics. 1995.V. 296. P. 233.

Carlsson M. Uppsala. // Astronomy observe special reports. 1986. V. 33. P. 1-33.

Delbuile L. Photometric atlas. Liege, 1973.

Kurucz R. NSO, 1984.

Moore C. NSO, 1966.

Аллен. Астрофизические величины. 1977. С. 241-365.

Михалас Д. Звездные атмосферы. М.: Наука, 1982. Т. 2. С. 135.

Sharmer G. Carlsson M. // Computer physics. 1985. V. 59. P. 56.

Kurucz R. CD-roms, 1993. V. 18.

Vernassa J. // Astrophysics journal. 1981. V. 45. P. 635.

Баязитов У.Ш. // Вестник Башкирского университета. 1999. ¹ 1. С.29.

Nave G., Johansson S., Learner R. // Astrophysics journal. 1994. V. 94. P. 221.

Regemorter H. // Astrophysics journal. 1962. V. 136. P. 906.

Verner A., Ferland G., Korista K. // Astrophysics journal. 1996. V. 465. P. 487.

Грей Д. Наблюдения и анализ звездных фотосфер. М.: Мир, 1980. С. 496.