УДК 524.3-852
ВЛИЯНИЕ ОТКЛОНЕНИЙ ОТ ЛТР НА ОПРЕДЕЛЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ КИСЛОРОДА В АТМОСФЕРАХ ЗВЕЗД СПЕКТРАЛЬНЫХ КЛАССОВ A-K
(©2013 г. Т. М. Ситнова1,2*, Л. И. Машонкина2, Т. А. Рябчикова2
1 Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова 2Институт астрономии РАН, Москва Поступила в редакцию 28.08.2012 г.
Проведены не-ЛТР расчеты для O I с многоуровенной моделью атома с использованием современных атомных данных для набора параметров, соответствующих звездам спектральных классов от A до K. Отклонения от ЛТР ведут к усилению линий OI, и разница между содержанием, полученным при не-ЛТР и при ЛТР (не-ЛТР поправка), отрицательная. Не-ЛТР поправка не превышает 0.05 dex по абсолютной величине для линий O I в видимой области спектра для звезд главной последовательности во всем диапазоне температур. Для линии OI 7771 A в инфракрасной области спектра не-ЛТР поправка может достигать —1.9 dex. Отклонения от ЛТР усиливаются с ростом температуры и с уменьшением ускорения силы тяжести. Получено содержание кислорода для трех звезд главной последовательности спектрального класса А с надежно определенными параметрами (Вега, Сириус, HD 32115). Для каждой из звезд учет отклонений от ЛТР ведет к уменьшению разницы содержания по инфракрасным линиям и линиям в видимом диапазоне, например для Веги с 1.17 dex при ЛТР до 0.14 dex при отказе от ЛТР. В случае Проциона и Солнца неупругие столкновения с HI влияют на статистическое равновесие O I, и согласие содержания по разным линиям достигается при использовании классического формализма Дравина. По линиям OI 6300, 6158, 7771-5, 8446 A солнечного спектра получено среднее содержание кислорода log е = 8.74 ± 0.05 с использованием классической плоскопараллельной модели солнечной атмосферы и log e+3D = 8.78 ± 0.03 с учетом 3D поправок, взятых из литературы.
Ключевые слова: атмосферы звезд, формирование спектральных линий в неравновесных условиях, содержание кислорода на Солнце и в звездах.
DOI: 10.7868/80320010813020083
1. ВВЕДЕНИЕ
Содержание кислорода в атмосферах звезд является важной величиной, которая необходима для проверки сценариев химической эволюции Галактики и теории строения и эволюции звезд. Содержание кислорода у холодных звезд по ряду причин
трудно определять. Линии 01 7771-4 А наблюдаются у звезд в широком диапазоне спектральных классов от В до М, и это единственный набор атомарных линий, который наблюдается в спектрах звезд с дефицитом металлов. Ранее многими авторами было показано, что разные линии ОI дают разное содержание, причем инфракрасный (ИК) триплет 01 7771-5 А показывает систематически более высокое содержание, иногда на порядок выше по сравнению с остальными линиями.
Электронный адрес: sitnova@inasan.ru
Причина в том, что ИК-линии ОI формируются в условиях, далеких от локального термодинамического равновесия (ЛТР). Определение содержания кислорода у звезд при отказе от ЛТР (в рамках так называемого не-ЛТР подхода) впервые было осуществлено в работах Кодайры и Танаки (1972), Джонсона (1974), для Солнца — Щукиной (1987). Позднее, более сложные модели атома кислорода были построены Кисельманом (1991), Карлсоном и Юджем (1993), Такедой (1992), Паунзеном и др. (1999), Ритцем (1999), Мишениной и др. (2000), Пшибыллой и др. (2000). Учет не-ЛТР эффектов приводит к усилению линий, и, следовательно, к уменьшению полученного по этим линиям содержания. У звезд главной последовательности (ГП) спектрального класса А и F-сверхгигантов (СГ) даже при учете отклонений от ЛТР инфракрасные линии О I все равно дают систематически
более высокое содержание (на 0.25 dex для Веги, Пшибылла и др., 2000) по сравнению с линиями в видимом диапазоне, для которых отклонения от ЛТР незначительны (<0.05 dex по абсолютной величине).
Другая ситуация для холодных звезд. Рассмотрев атомарные и молекулярные линии в солнечном спектре, Асплунд и др. (2004) получили согласие содержания по разным линиям с использованием трехмерной (3D) модели атмосферы, основанной на гидродинамических расчетах. В работе Асплун-да и др. (2004) среднее содержание по атомарным и молекулярным линиям равно log е = 8.66 ± ± 0.05, позднее тем же методом получено значение log е = 8.69 (Асплунд и др., 2009). Здесь log е = log(nelem/nH) + 12. Это значение оказалось меньше, чем log е = 8.93 ± 0.04, полученное ранее в работе Андерса и Гревесса (1989) по молекулярным линиям OH с использованием полуэмпирической модели атмосферы HM74 (Холвегер, Мюллер, 1974). Нужно отметить, что модели внутреннего строения Солнца, построенные с химическим составом из работы Андерса и Гревесса (1989), хорошо описывали профили скорости звука и плотности, полученные из гелиосейсмологиче-ских наблюдений. Ревизия содержания кислорода на 0.27 dex привела к расхождению теории с наблюдениями до 15а (Бакал, Серенелли, 2005).
Делахай и Пинсонье (2006) показали, что полученные из наблюдений глубина конвективной зоны и содержание гелия позволяют установить нижний предел на поверхностное содержание кислорода logе = 8.86 ± 0.05. Это на 0.17 dex (более 3а) больше, чем получено Асплундом и др. (2009), и на 0.10 dex (2а) больше, чем у Каффо и др. (2008). Авторы предположили, что такие расхождения могут быть вызваны несовершенством моделирования звездных атмосфер и формирования спектральных линий. В своей следующей статье Пинсонье и Делахай (2009) проанализировали ошибки анализа солнечных линий кислорода и пришли к заключению, что ошибка атмосферного содержания может достигать 0.08 dex. Это больше, чем дает Асплунд и др. (2009) — 0.05 dex) и близко к ошибке в работе Каффо и др. (2008) - 0.07 dex.
С чем связана разница содержания, полученного в работах Асплунда и др. (2004, 2009) и Андерса, Гревесса (1989)? Известно, что молекулярные линии очень чувствительны к температурному распределению в модели атмосферы. В поверхностных слоях, где формируются линии, у 3D-моделей атмосфер температура ниже, чем в классических Ш-моделях — MARCS (Густафсон и др., 2008) и HM74, поэтому рассчитанные с 3D-моделью молекулярные линии получаются сильнее, а содержание по ним — меньше.
Для Солнца и холодных звезд содержание, полученное по атомарным линиям, может быть неточным из-за неопределенности расчетов статистического равновесия кислорода, связанной с отсутствием точных данных об эффективности возбуждения и ионизации при неупругих столкновениях с нейтральным водородом. Точные квантово-химические расчеты столкновений с атомами водорода имеются лишь для немногих атомов: для LiI (Беляев, Барклем, 2003), NaI (Беляев и др., 1999, 2010; Барклем и др., 2010) и MgI (Барклем и др., 2012). Из-за отсутствия точных расчетов и лабораторных измерений соответствующих сечений их считают по формуле, выведенной Стинбоком и Холвегером (1984) с использованием формализма Дравина (1968, 1969). Сами авторы оценивают точность формулы в один порядок величины. Обычно вводят масштабирующий коэффициент (SH) в этой формуле, который можно найти путем согласования содержания по линиям с сильными и слабыми отклонениями от ЛТР. Например, для атомов NaI (Алленде Прието и др., 2004), FeI-FeII (Машонкина и др., 2011), CaI— CaII (Машонкина и др., 2007) эти коэффициенты составляют 0, 0.1 и 0.1 соответственно. Для кислорода Алленде Прието и др. (2004) и Переира и др. (2009) получили Sh = 1 путем исследования изменения профилей линий OI в разных областях солнечного диска, в работе Такеды (1995) этот же результат получен по линиям OI в солнечном спектре в потоках. Для Солнца и холодных звезд подбором масштабирующего коэффициента можно добиться согласия содержания, определяемого по разным линиям OI. В работе Каффо и др. (2008) не-ЛТР расчеты для O I проводились со значением SH =0,1/3 и 1. Чем выше эффективность столкновений с атомами водорода, тем меньше отклонения от ЛТР, а содержание — больше. Например, для ИК-линии 7771 A содержание, полученное с Sh = = 1, на 0.12 dex больше, чем с SH = 0. В работе Асплунда и др. (2009) не учитывались водородные столкновения (SH = 0). Отметим, что для одинакового набора линий, при использовании одних и тех же методов (не-ЛТР, Sh = 0, 3D-модели атмосфер) Каффо и др. (2008) и Асплунд и др. (2009) дают значения содержания log е = 8.73 и lg е = = 8.64, соответственно. При такой разнице между разными авторами (0.09 dex) содержание кислорода на Солнце нельзя считать хорошо определенной величиной.
Точность не-ЛТР расчетов зависит не только от надежности данных для столкновений с водородом, но и от данных для столкновений с электронами. Для повышения точности не-ЛТР результатов Барклем (2007) рассчитал новые сечения возбуждения переходов O I при столкновениях с
Таблица 1. Скорости столкновительных переходов в разных моделях атома кислорода
Переход Q u с-1см~3(П00) Qu с~1см-3(Б07)
2p зр^р^0 6.794 x 105 2.357 x 104
3s 5S°-3s 3S° 5.275 x 103 5.910 x 106
3s 5S°-3p5P 1.041 x 107 7.611 x 106
3s 3S°-3p3P 1.573 x 107 8.524 x 106
Зр 5P-3p3P 1.255 x 106 1.743 x 106
Примечание. C\u — скорость перехода с нижнего на верхний уровень.
электронами. Эти данные были применены в работе Фаббиана и др. (2009) к определению содержания и анализу отклонений от ЛТР для ИК-линий у холодных звезд с дефицитом металлов с эффективной температурой Тэфф = 4500—6500 К. Хорошо известно (см., например, Снеден и др., 1979), что при ЛТР наблюдается рост избытка кислорода по отношению к железу с уменьшением металличности, так что [O/Fe] достигает 0.5 dex уже при металличности [Fe/H] = —1. (Здесь используется общепринятое обозначение [X/Y] = log(nX/nY)* — log(nX/nY)0) Проблема избытков кислорода была рассмотрена с применением не-ЛТР подхода в работах Абиа и Реболо (1989), Мишениной и др. (2000), Ниссена и др. (2002). Учет отклонений от ЛТР не устраняет избыток [O/Fe], но он уменьшается. Ниссен и др. (2002) не учитывали водородные столкновения и получили линейный рост [O/Fe] от 0 до 0.3 при 0 > [Fe/H] > —1, который сменяется почти постоянным отношением при — 1 > [Fe/H] > —2.7.Такой же результат получен Фаббианом и др. (2009) с данными Барклема (2007), но с учетом водородных столкновений с SH = 1. В э
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.