（理论物理专业论文）晚型恒星大气中锂元素非局部热动平衡效应的研究.pdf

山东师范大学硕士学位论文 摘要 “元素是能在大爆炸中形成的少数几种元素之一，它在研究宇宙的形成历史、核合 成理论恒星的内部结构与演化等方面有着非常重要的作用和地位初始l i 丰度的礴定 将会对大爆炸理论、宇宙重子密度，甚至对中子的种类给出限制条件因此研究恒星大 气中的“丰度具有非常重要的意义由于l i 的电离势很低，即使在冷星大气中，极大 多数“也处于电离状态，因此易受非局部热动平衡( n u m ) 的影响特别是对富l i 恒星而言，其n 矾= e 不容忽视，所以很有必要研究l i 在这类恒星中的n 姗效应的大 小 本文主要包括以下四部分第一部分简单介绍了l i 元素在天体物理研究中的重要 性，“主要的形成和衰竭机制除了大爆炸核合成理论( s b b n ) 外，形成7 l i 元素的 其它可能机制有t 宇宙线导致的核分裂超新星或新星爆发，a g b 星和tt a u 星不 过这些都需要理论和观测的进一步证实恒星表面l i 衰竭的机制主要有；质量损失，对 流超射，微观扩散自转等我们综述了盘族，晕族和星团中恒星l i 丰度研究的最新进 展 第二部分主要讨论“的n l 皿效应分析了研究“的n l t e 效应的必要性，介绍 了影响其大小的几种主要机制。共振线散射和光子损失，光子吸入、紫外过电离、红外 过复合、束缚一束缚抽运以及与h 原子和h 一的非弹性碰撞接下来综述了“原子模 型的发展历史，及太阳贫金属恒星和盘星中l i 的n l t e 效应的研究现状 第三部分详细报告了我们的研究方法和结果基于高分辨率、高信噪比的光谱资料，我 们确定了9 颗富l i 冷星的大气参数( 有效温度t 。，。表面重力l o g g ，金属丰度【f e h 。 微观湍流速度& ) 其中，采用拟合h 。线翼的方法确定恒星的有效温度，其优点是不受 星际消光和色指数误差所带来的影响；确定表面重力l o gg 时，采用了h i p p 盯c 0 8 卫星 的距离数据我们用谱线综合的方法确定了样本星的铁和l i 丰度，并分析了样本恒星在 考虑及没有考虑电荷交换反应情况下a ( l i ) 偏离矾：e 的大小并与前人得到结果做了比 较得到的主要结果如下一 l - 无论考虑还是没有考虑电荷交换反应。 n l t e 修正对我们的样本星都不大( 0 1 d e x ) ，且修正量都为负值 2 n u l e 修正量有随恒星表面l i 丰度降低而减小的趋势 3 对富金属恒星。有没有考虑电荷交换反应对确定“丰度几乎没有影响但对贫金属 矗 山东师范大学硕士学位论文 恒星，可能有必要考虑电荷交换反应而且考虑了这一效应后，会得到更低的l i 丰 度 4 恒星表面的“丰度与其质量有相关性当其质量小于1 2m 。时，其表面l i 车度有 下降的趋势 第四部分总结了得到的结论并展望了将来的工作 关键词。富l i 恒星，大气参数。非局部热动平衡，“丰度 山东师范大学硕士学位论文 a b s t r a c t l i t h i 啪i 8o mo f t h ef e we l e m e n t 8t oh g v eb e e np r o d u c e di nt h eb i gb 8 n g i t 龃e r s a m l i q l 舱p r o b ei n t ot h ee v 0 1 u t i o no ft h eg “8 玛n u c l e 0 8 y 卫t h e s i 8a n d8 t e u a rb t r u c t u r ea 丑d e v o l u t i o n o b s e r v a t i o n a lc o n s t r a i n t so n 也ep r i m o r d ! i a l t h i l l ma b u n d 龃c e 缸ei d l p o r t 锄1 t f o rt h ee v 山a t i o no ft h eb 逗b a n gt h e o r y b a d r o 出cd e n s i t yo ft h e 皿i v 哪e 粕de 啪 t h en e u 埘咀of 蛐删丑b 盯s o ，i ti s 哪i m p o r t a n tt oi n v e s t i g a t et h e 日t e l l a r1 i t h i u m a b l l n d a n o a 8l iih a 8a1 0 wi o n i z a i o np o t e n t i 址，n o n l o c 8 lt h e 珊o d y a m i ce q 试l i b r i 岫 ( n l t e ) 如t s 啪b e 唧e c t e dt 0b e 抽叩o r t 缸t e s p e c i 灿f o rl i t h i l l mr i c h8 t 啪t h e n 如限e 妇k 妇8 h o t l l db et 出ni n t o 渊u n t 皿l i st h e 豳i n d u d f b l l rp 8 r t 8 i nt h e 缸s tp a r t ，t h ei m p o r t 姐o fl i t h i u ma b u n - d a 丑c 帮i n 嬲t r o p h y s i 8 n dt h em 缸nm e 曲脚l i 8 脚o fh t h i 眦f o 珊a 虹o n 姐dd e p l e t i o na 砒r o d u c e d b 朗i d 鹤t h es t 啦d a r db i gb 蛐g 如c 1 咖y n 8 i b ( s b b n ) ，t h e 础妇8 0 l l r 嘴o f7 “ p r o d u c t i o n 盯e t h ec 0 8 m i cr a y 8 ，t y p e i i s n e ，n a 、，a e ，a g b8 t 啪蛆d t t a n8 t a r s w h i 王e t h e a v 缸岫1 ed e p l e t i o nf o rn t h i 咖盯et h em 船sl 懈，c o n v e c t i v ea y e 邵h 0 0 t _ m g m i c r o d i m l s i o n ， r o t a “傩8 n d8 0a n w 毫r 概t h ed 啪to b 8 d w 8 七i o n 8 lr e 霸i l t 8o fl i t h i u ma b u n d 8 n o ei n d i 8 k8 t 8 砖，m e t “p o o f8 t a 墙a n d8 七a 黯i nd u 8 t e 璐 ht h e8 e c o n dp a r t ，t h er 哪。璐f o rs t u d y i n gn l t ee 胝t 8 五。rh t h i t l ma r ei n t r o d u c e d a n dt h ei m p o 咄m c e0 fs t u d y i n gt h en 加： ee 础8f o rl i t h i u m 眦d i 鲋瑚e d t h ep 曲1 e m e 出a 丑i 觚嵋t h a ti n 丑u e n c et h en 功您e 廊c t 8f o ru t h i 岫8 r ep r e n t e d ，肌c h 够t h er 黔 n 8 n l i n e 8 t 劬g 姐dp h o t o nl o 褐，p h o t os u c t i o n ，1 l l t r 嘶o l e to 、，e r i o n i z a t i o n ，( 妯8 ) r e d o 、n e r r e o o m b m a t i o n ，b o u n d - b o u n dp u m p i n g 髓di n e l 髓t i cc o l l i s i d nw i t hha t o ma n dh 一 a 】mt h ed e 、，e l o p m e n t 馘o r y0 fh t h i l l m8 t 吐cm o d e i sa n dt h el i t h i u mn 【j t e r r e c t i o 瑚 f b rt h es u n ，m e t a l - p o o r8 t a z ba n dd i 8 ks t 盯ba r e8 1 l 】m a r i 船d i nn l en i i r dp a r t ，w ei n t r o d u c et h em a i n w o r ki nd e t a i la r l dm k ec o n c l l l s i o n b 8 8 e d h 培h - r e 8 0 l u t i o na n dh i g h8 i g n 止t o - n o i s e 印e c t r 8t h es t e u a rp 盯a n l e t 哪，叭i 出t c ，h 唱 g ，【f e h 】a n d 矗，8 r ed e t e l l n i i l e d f o rn i n e l i t h i u m r i c h8 t a r s h e r e ，t h e t c ，i sd e r i v e db y 舭i n gt h e 矾n 驴o fh 。l i e ，t h ea d v 啦c a g ei st h 8 tt h eh o _ b a 8 e dt c ，i 8n o ta 如c t e db y p 0 8 8 i b l ee r 娜i nt h ei n t e r s 乞e u 8 re ) ( t i n c t i o na n dc o l o ri n d 旺曙t h e 印r f a c eg r 州t i 鹤( 1 0 9 g ) 缸eb 船e d0 nt h eh i p p a r c 伽p a r a j l 榔i l h ei r 舭l dh t h i u ma b u d a n c 锝a r ed e r i 、，e d j 山东师范大学硬士学位论文 b yt h e8 p e c t r a8 y n t h 髂i 8n l e t h o d a n d 帆a n d y s i 8t h el i t h i u mn m e e f f & t 8w i t h 锄d 喇t h o u tt h ed l a r g er e a c t i o n si n d u d e df o rt h e h t h i u mr i c hs t a 0 1 1 rm 越n c h 墙i o 璐 a r e ： 1 t h e n u 甚甜k t 8 缸ea u l e t h 趾0 1d e x f o ro u rp r o g r 眦8 t a r sw h e t h e r t h ec h a r g e r e a c t i o n s8 f ei n d u d e do rn o t 2 t h en l t ec o r r e c t i o n 8d e c r e a 而t ht h ed e c 舢i n g1 i t h i u ma b u n d 缸c 3 f b rm e t a l r i d b8 t a r 8t h e8 锄em h i u ma b u n d a c e s8 r eo b t a i n e d 硒t h 雠dw i t h a l l tt h e c h a r g er e a c t i o n 8i n c l u d e d h o 聊v e r ，t h e ym a yb ei n p o r t 缸tf o rm e 沁p 0 0 r8 t 8 r s a n d i tw md e c r e 嬲et h e1 i t h i u ma b u d a c w h e nt h ec h a r g er e a c t i o 璐a r ei n c h l d 耐 4 i ti so b 、r i o l l 8 l yt h a tt h eh t h ma b t m d a n o 明d e p e n do nt h e i r8 t e l l a rm a 8 8 ，a n dt h e m h i ma b u n d 嗍d e c r e a 8 ew h e nm 1 2m o i n t h e f o u r t hp a r t ，聊咖m a r y 如d l o o k a h e a d k e yw o r d s ：l i t h i u m r i 出s t a r ，s t e l l 8 rp 舭8 m e t e 埽，n o n - 1 0 c a lt h e r m o d y n 眦i ce q l l i l i b - r i 衄( n 加? e ) ，h t h i 恤a b u n d 龃c e 8 独创声明 本人声明所呈交的学位论文是本人在导师指导下进行的研究工作及取得的 研究成果。据我所知，除了文中特别加以标注和致谢的地方外，论文中不包含其 他人已经发表或撰写过的研究成果，也不包含为获得 ( 注：如 没有其他需要特别声明的，本栏可空) 或其他教育机构的学位或证书使用过的材 料。与我一同工作的同志对本研究所做的任何贡献均已在论文中作了明确的说明 并表示谢意。 黝躲禾孑表 导师粹张季“ c 矽 学位论文版权使用授权书 本学位论文作者完全了解堂撞有关保留、使用学位论文的规定，有权保 留并向国家有关部门或机构送交论文的复印件和磁盘，允许论文被查阅和借阅。 本人授权盐可以将学位论文的全部或部分内容编入有关数据库进行检索，可 以采用影印、缩印或扫描等复制手段保存、汇编学位论文。( 保密的学位论文在 解密后适用本授权书) 学位论文作者签名： f 第虏衰 签字日期：。7 年刍月沙日 导师签字参弦手f 尸 辩醐：2 0 0 7 柏姬 ， 第一章综述 1 1 银河系概况 在晴朗无月的夜晚，会看到天空中有一条不太规则的亮带，我们称之为银河银河 系是个类透镜系统，直径约为5 0 k p c ，厚度约为1 2 k p c 银河的主体称为银盘，它 酌中心有核球银河系被直径约为1 0 0 k p c 的银晕所笼罩着，银晕中有亮的球状星团。太 阳则在银道面以北约8 p c 处，距银心约为8 5 k p c 一言以蔽之，我们的银河系是太阳不 在银心，身躯似盘，内脏如球，外型如旋涡，周围镶嵌星团的庞大天体系统 银河系中约有一二千亿颗恒星，大部分分布在银盘中，称为盘星；还有的分布在银 晕中，称为晕星盘星一般较晕星年轻，而它们的的金属丰度一般较晕星高星团包括 疏散星团和球状星团。疏散星团一般在银盘中，而球状星团般在银晕中疏散星团一 般较球状星团年轻 1 2 研究l i 的意义 恒星大气中的l i 丰度是天文观测研究中的个重要参数【l 】根据标准大爆炸宇宙 学说，“是能在大爆炸中形成的少数几种元素之一它在研究宇宙的形成历史核合成 理论、恒星内部结构与演化等方面有着非常重要的地位，因此研究恒星大气中的l i 丰度 具有重要意义例如，对于晚型恒星，对流可将恒星表面的物质带入高温的内部，当对流 区足够深时，恒星大气中的l i 就会因内外物质的对流混合而逐渐衰竭，因此恒星大气中 的l i 的丰度可作为一种追踪恒星各个演化阶段对流区演化的重要线索，从而可成为检验 恒星对流与演化理论的个很敏感的限制条件再如，“的丰度可提供追踪宇宙早期历 史的重要线索。是鉴别各种宇宙论模型的最重要的观测诊断之一 1 3l i 的形成和衰竭 根据标准大爆炸核合成理论( s b b n ) ，在宇宙形成的最初几分钟中有一定数量的 l i 元素合成，数量的多少取决于当时的物理状态初始“丰度的确定将会对大爆炸理 论、宇宙重子密度，甚至会对中微子的种类给出限制条件口- 6 j s p 沁夫妇册首先发 现，在表面有效温度高于5 6 0 0k 的晕族矮星中“丰度保持一个恒定值，即表现出l i 平台( l i t h i mp l a t e a u ) ，后来的一些工作也证明了这个结果，并认为这就是原初“ 丰度有一些工作讨论了银河系演化过程中l i 元素的形成机制和恒星中l i 元素的衰竭 1 山东师范大学硕士学位论文 ( d e p l e t i o n ) 机制，t h o r b u r n 8 j ，n o r r i 8 ，r y a n 和s t r i n g f e u 0 w 【9 1 ，r y a n 等人1 1 明 发现“平台随金属丰度和有效温度变化有不为零的斜率，可以表示为，a ( l i ) = a o + a 1 ( t e ，1 0 0 k ) + a 2 【f e h 】，斜率的典型值a l = 0 0 3 ，a 2 = 0 1 4 ，其中a 1 的值与采用 何种有效温度定标关系很大r ) 愠丑，n o r 凼b e e r s 的高精度工作【1 1 】指出il i 平台的 丰度弥散很小，与有效温度没有关系，但与金属丰度明显相关，斜率da ( “) d 【f e 团= o 1 1 8 士0 0 2 3 如果把晕族恒星“丰度平台值作为l i 初始值的话，在银河系的化学演化进程中， “在不断增加，从晕星值2 1d 既增加到陨石值3 3d e x 因此除了大爆炸产生一部分l i 外，必定还有其它形成机制b u r b i d g e 等人1 1 2 j 曾指出，l i 等轻元素可由能量大于1 0 0 m e v 的c 、n ，o ，f e 等元素核分裂产生对盘族及太阳系“丰度的观测表明，至多 有1 0 2 0 的“可由宇宙射线导致的核分裂所产生，所以其它的应有个恒星起源可 能来源有t 超新星【1 q 或新星爆发f ”，大质量的渐近巨星支( a g b ) 的红巨星中也可 产生7l i 【“，也有些研究人员根据大多数大质量的tt a u 型星中有过丰的l i 【，而认 为在tt a u 型星中也可产生7 “所有这些都需要理论和观测的进一步证实 测量得到的陨石“丰度为a l i - 3 3 ( 其中a l i ；l o g ( n l i n h ) + 1 2 ) ，l e m o i n e 等f l q 发现星际介质中有类似的“丰度然而太阳表面的“丰度却不到陨石中的百分之一， 约为a “= 1 1 【”4 q 早在二十世纪五，六十年代，科学家就认为出现这种差别的主要 原因是由于冷星中对流层混合以及低温“( p ，q ) h e 反应引起的口“刎但到目前 为主，具体的衰竭机制还不很清楚 目前，关于恒星表面l i 衰竭的机制有好多种主要有质量损失- 恒星不断抛弃其 富l i 的外层物质，而原来更高温的内部物质( 因而贫l i ) 补充到外层；对流超射嗍 对流超射会把恒星外层的物质带入热的内部，l i 在高温的内部因核反应而消耗，因而大 气中的l i 丰度不断衰减；微观扩散刚t 在较冷的恒星中，l i 在引力作用下向下扩散， 导致恒星表面大气中l i 的下降；自转混合p l 】等 1 4l i 丰度的研究进展 1 4 1 盘族恒星的“丰度 1 9 6 5 年h e r b i g 【3 2 1 首次对1 0 0 颗f 5 一g 8 型矮星进行了全面研究，他指出对于质量 大于个太阳质量的恒星有着类似陨石的“丰度，而质量小于一个太阳质量的恒星却有 不同程度的“亏损，同时他也发现c ai i 的h ，k 线发射流量与l i 丰度之间有一定 2 山东师范大学硕士学位论文 的相关性b o e s g a ”d 对7 5 颗f 0 一f 5 型矮星进行了研究，发现1 3 的恒星有着较高 的l i 丰度，而其它2 3 的恒星却有不同程度的l i 亏损同时，她指出这些f 型矮星的 l i 丰度与金属丰度之间没有明显的相关性，而且所有富“恒星都具有较大的自转速度 以及与太阳相近的金属丰度值最近研究发现，在有效温度( t e ，) 高于6 0 0 0k 的场 星中。l i 有着双峰分布；场星中的l i 丰度随温度的降低有下降的趋势，同时随质量的 减小而不断降低m 一3 q 1 4 2 晕族恒星的l i 丰度 如前所述，s p i t e 夫妇( 1 9 8 2 ) p 1 首先发现，在表面有效温度高于5 6 0 0k 的晕族 矮星中有个l i 平台( l i t h i u mp k 伽) ，后来的一些工作也证明了这个结果一些天 文学家的研究结果表明l i 平台恒星的l i 丰度是依赖于温度和金属丰度的【1 0 ，3 7 一删然 而另外一些研究者却认为不存在这种情况h 1 _ 删 目前。有关处于u 平台恒星的“丰度还不很确定，争论主要集中在两个方面t 一， 这些恒星的“丰度是否依赖于金属丰度和有效温度? 而且这一关系是内禀的还是由于 分析的不确定性引起的还有待进一步研究由于l i 丰度的确定非常敏感于恒星的有效温 度c h 口b o n n e l 和p r i m 踞【硐注意到，不同研究者往往采用不同的方法来确定恒星的有 效温度，因此对同一颗恒星，得到的“丰度结果往往不同，因此会影响所得到的结论 二，这个l i 平台的丰度是否就代表着初始l i 丰度呢? 目前，大量观测事实表明测定 的l i 丰度与w m a p 和大爆炸字宙学所预言的结果有o 2 到0 3d 雠的差异阳，4 1 ，诋删 人们为此提出了很多解释首先是恒星的“衰竭 一删，这解释的困难在于- 不同质 量、温度，丰度和自转速度的恒星未必有相同数量的7 “衰竭；其次，如果7 b e ( d ，p ) 7 l i 的反应截面增加1 0 0 倍就能解释这一现象，但实验结果却表明目前所采用的截面已 经比实验值大1 0 倍【5 l 】；k o m 等【5 2 】认为扩散引起的l i 损耗可以解释上述现象他 们的模型结果显示，对这些高龄恒星，扩散会导致l i 丰度有0 2 5d “的下降，这一假设 还有待进步的观测结果证实；最后，非标准宇宙学模型也可以解释该问题蚓总之。 有关“平台恒星的“丰度问题，仍需要进一步的观测和理论研究，如更高质量的光谱 和三维恒星大气模型等 1 4 3 星团中恒星的l i 丰度 1 9 8 6 年，b o 鹊g r d 和t r i p i c 删在研究毕星团时发现，有效温度在6 3 0 0 _ 6 9 0 0k 范围内恒星的l i 丰度存在明显的下跌在年龄为3 0 0 兆年到2 0 亿年之间的星团中也发 现了类似的现象；而在年龄小于2 0 0 兆年的星团中没有发现这一现象，这可能表明这一 山东师范大学硕士学位论文 现象可能在年轻星团中不存在嘲与毕垦团相比。相对年老的昴星团中恒星的l i 丰度 则有着更大的弥散佟司大量的观测给出疏散星团的最大l i 丰度值为3 1 3 3 ，类似陨 石值；而球状星团恒星则给出与晕族场星相近似或略高的l i 丰度。且有0 3d e x 的弥散 删猎户座i c 星团则有着更高的“丰度( 3 6d e ) 【) 大量的观测事实表明：质量m 1 4 m 。的恒星往往有类似盘族恒星的初始l i 丰度；对质量范围在0 9 m o m 1 2 5 m o 的恒星，则有不同程度的主序前衰竭，“丰度的弥散较小；而质量m 0 9m o 的恒 星，弥散较大，可达1 od e ) 【；当质量继续减小时，弥散甚至可达到2 0d 第二章l i 的础i e 效应 2 1 为何要迸行n u p e 研究 恒星大气对理想的热动平衡有明显的偏离，这主要表现在恒星大气里有温度梯度， 为此。人们引入了局部热动平衡( l t e ) 作为研究恒星大气的初始假设不过，在这一假 设下进行的研究表明一恒星大气不仅对理想的热动平衡明显的有偏离。甚至对局部热动 平衡也还是有偏离的，只是对不同的天体偏离的程度不同锣| l 如，稀薄的低密度的恒星 大气比密度大的恒星大气偏离的程度就会相对的大些对l t e 偏离大的情况，就需引入 非局部热动平衡( n l t e ) 来进行研究恒星大气对热动平衡明显的偏离，也可从微观的 角度来进行理解由统计物理学可知，热动平衡是通过频繁和杂乱的碰撞藉以建立的最 概然的热平衡状态m 对恒星而育，特别是对于贫金属恒星大气，由于存在很强的辐射 场，丙自由电子的数目比较少，因此碰撞不再占主导地位这时候对热动平衡和局部热 动平衡偏离的程度就更大 目前，人们主要利用6 7 0 8 眦共振线确定恒星的l i 丰度最近几年也有少量研究 采用6 1 0 4 n m 谱线要准确确定初始“丰度，了解这些谱线在恒星大气中如何形成是 非常重要的由于l i 的电离电势很低( 5 3 9e v ) 。即使在冷星大气中。极大多数l i 也 处于电离态，因此易受非局部热动平衡n l t e ) 的影响【”媳5 9 l ，特另q 是当恒星的大气 密度很低或者有效温度( t d ) 很高时其表面重力( 1 0 99 ) 减小，使得这些恒星的大 气层出现了严重偏离局部热动平衡( l 1 卫) 状态这时在确定“元素丰度时必须考虑 n m 的影响删 早在二十世纪七十年代。m n l l 盱等人【1 q 就对太阳中l ii 线进行了n 啪分析在 研究中，他们发现在n l t e 效应下得到的l i 丰度只比切飞下小o 0 5d e x 。因此在太阳 中。可以忽略l i 受n l t e 效应的影响基于这一结论，其他一些研究人员认为在其它类 太阳恒星当中，也可以忽略n 舶1 e 效应对确定“丰度的影响p 1 一然而。由于恒星中 “线的n m 效应依赖于谱线强度，因此在富“类太阳恒星中，其n l t e 效应可能不 容忽视【1 8 一一 2 2 影响l i 的n i 刀e 效应的各种机制 影响“i 线n u ：e 效应的具体机制有。共振线散射和光子损失，光子吸收，紫外超 电离红外超过复合和束缚一束缚抽运【6 2 】此外，l i 与中性h 的碰撞也有可能影响l i 5 山东师范大学硕士学位论文 i 线的形成【最新的研究发现电子交换过程( l i + h l i + + h 一) 对l i 粒子数布居 有非常重要的影响l ” 2 2 1 共振线散射和光子损失 由于向外的光子损失，强共振线的源函数会远远低于局部热动平衡下的酱朗克函数 这个过程当谱线线心的光深远小于单位光深时起主导作用，其原因是由于散射会把光子 损失的过程传播到大气深层与l t e 下的谱线强度相比。 n l t e 会增加这些谱线的强 度，这就是显著的n l l 飞线增强的效应谱线强度的增强随车度的降低而减小谱线很 弱时共振散射线将会消失对于所有的“丰度取值范围，“i 的6 7 0 8 m 共振线将出 现从弱线变化到共振散射特征 2 2 2 光子吸人 。光子吸入对低电离态原子适用，它主要是由共振线或其它有高激发电势、大跃 迁几率谱线的光子损失引起的1 6 2 】即高能级的光子损失与来自大量一次电离粒子补偿 流的共同作用这一过程类似于行星状星云中的碰撞一辐射复合流对共振线而言，这 一机制增加了其不透明度这就导致了太阳大气中n ai 和ki 的基态有惊人的粒子数布 居【。删当l i 丰度足够高时，这种机制也对l ii 线有效l ii 共振线的不透明度不仅 对2 p _ 2 s 跃迁的净比率敏感，而且对电离平衡也非常敏感对年轻的类太阳恒星而言， 其“丰度足够高，因此共振线足够强，以致光子损失驱动一些“i i 以光子吸入的形式 复合这过程使得2 8 能级在1 0 97 咖= 一2 处有一峰值( 见图2 1 ) 2 2 3 紫外过电离 在太阳光谱中，n 加1 e 效应影响中性少数态能级的典型现象是来自连续谱以下几个 电子伏特能级的过电离【皓一6 7 】太阳中，由于光谱峰值蓝区的平均角辐射流密度l 随 高度的变化比普朗克函数下降得慢，因此，即使在辐射平衡时，这种过电离过程也 会发生这个辐射值在波长a = 3 0 0 4 0 0 啦范围内达到最大，对太阳大气而言，该范 围的连续谱来自于大气深层，其辐射温度要远比本地电子温度高然而，对富金属恒星 丽言，在近紫外存在着巨大数量的谱线，特别是铁的谱线，大大增强了不透明度，降低 了连续谱抽运作用另外，由于l i 的基态有非常小的光致电离截面，此时对它的影响不 是很大对于“i ，从第一激发态2 p 光子电离的极限波长为a = 3 4 9 8n m ，在太阳光 球层中，辐射在这一波长处达到最大，因此这一过程提供了冷星大气极大部分的过电离 【聃1 l 一耽过剩的大小依赖于温度和金属丰度，而其对谱线强度的增强作用随恒星金 山东师范大学硕士学位论文 蟹2 1 ：年轻类太阳恒星l “；3 3 ) 中n 】m 下低能级的拉子敦布居，这里且- 啦嵋，m 是非局部热动平衡 下能级i 上的粒子敢。而n ：是局部热动平衡下能级i 上的粒子敷f 是波长为5 0 0 m 处的光耀 属丰度的增加而增大 2 2 4 红外过复合 即使在辐射平衡满足的条件下，长波长处的l 也会下降到现以下，这种反过剩对 高激发电势能级的束缚一自由跃迁复合有贡献在高能级处，由于两个邻近能级存在很 大的偏离差别，一系列的里德堡散射流提供了更多的红外复合当l i 原子模型大到能包 含足够多接近连续谱的能级时，上述过程对观测到的“线并不算重要 2 2 5 束缚一束缚抽运 与前面讨论的束缚一自由抽运相似，来自基态的束缚一束缚跃迁的粒子散布居也是由 紫外或极紫外辐射抽运来决定的对于l ii 线，这过程产生在3 p 一2 8 跃迁的入= 3 2 3 2 6 m 处这种抽运过程可能会对“i 的3 p 能级粒子数布居有显著增加，对3 8 和2 p 能级 的粒子数布居会有小的增加，而且会轻微的减少基态( 2 8 ) 的粒子效布居因此3 p 能级 的粒子数布居随光深变化与其它激发能级有明显地不同( 见图2 1 ) ，这就是由于3 p 一2 8 跃迁的光子抽运导致的 山东师范大学硕士学位论文 2 2 b 与h 原子和h 一的非弹性碰撞 与原子相比，电子有更高的热运动速度，因此它与粒子的热碰撞更有效而且由于 中性碰撞是绝热的，电子碰撞截面通常要比中性碰撞大很多【6 9 】，所以粒子与电子碰撞是 一个更很有效的机制然而，在晚型恒星的光球层中，中性氢原子远比电子数目多，典 型的比值是n h n e 一1 0 4 ，在极端贫金属星中这个比值会更大这么大的数目比，可能 不应忽略中性氢碰撞对l i 线形成的影响【蟑 删b a r l ( 1 e m 等【1 j 的研究结果表明，与氢 非弹性碰撞引起的激发和去激发对l i 的n l t e 效应的影响不重要，不过包括l i ( 3 s ) 态的电荷交换反应却非常重要 2 3 l i 原子模型 n l t e 与l t e 大气模型的根本不同点在于计算原子能级粒子数布居时不是采用玻 尔兹曼公式和萨啥公式，而是采用解统计平衡方程统计平衡方程一般有如下的形 式 啦医( + ) + 薹( 老) ( + ) 一码医( 老) ( 如+ ) + 嘉( 弓，+ ) = 。 ( z 1 ) 式中的第一项表示由于激发。去激发电离和复合离开l 能级的粒子数，第二项则 表示其它能级由于激发，去激发电离和复合到 能级的粒子数 l i 丰度通常由共振双线a = 6 7 0 8 啦决定在普通恒星中这条谱线非常弱，然而在 年轻的前主序星中其等值宽度可达到几百m a ，很容易达到饱和删为了从观测光谱 确定“丰度。非常需要一个合适的恒星光球模型和谱线形成机制值得注意的是；如飞 下的l i 丰度与l i 的n u ：e 效应都非常敏感于温度，而且n l t e 效应与紫外辐射场强度 有关 2 3 1 原子模型输人量 原子模型的主要输入量有t 原子能级束缚一束缚辐射跃迁系数( 振子强度) 、光电 离截面( 束缚一自由跃迁) 、与电子碰撞引起的激发和电离截面、与中性氢碰撞引起的激 发和电离截面，以及电荷交换反应的截面等上述这些参数的主要来源有t 1 原子能级t 主要来源于实验数据( 低能级) ，而高能级的数据则主要取自t o p b a s e 阻1 对 于t o p b a s e 没有提供的高能级数据则采用类氢近似计算得到的结果 山东师范大学硕士学位论文 2 振子强度： 只有部分谱线的跃迁有实验室数据，更大量的也来自t o p b a s e 的数据库也 有少数研究者采用k u c z 的数据库这两个数据库都没有的跃迁系数则采用类 氢近似计算得到有一些很重要的警戒跃迁系数则来自实验数据 3 光电离截面 t o p b a s e 提供了大量轻元素的光电离截面，目前极大多数研究者采用这个参 数有些元素的高能级或较重的元素没有这些数据，则采用类氢近似研究发现对 低能级而言，类氢近似的结果要比t o p b a s e 的要小很多，如s i 的最低三个能级， 要类氢近似的结果要比理论计算的小两个量级 4 与电子的碰撞激发和电离截面t 除了极少数元素的低能级有相关的实验数据外，就是理论计算的数据也很少 因此般采用近似公式，如与电子的碰撞激发般采用v r 船e m o t o r 【7 3 】的近似公 式，而对于禁戒跃迁，则采用a l l e n 【7 4 】的公式碰撞电离则采用s e 曲【7 司的近似公 式 5 与中性氢的碰撞激发和电离截面， 这方面的实验数据更少，理论数据也很少通常采用d r w i n 【7 明的近似公式， 也有很多的研究者在研究中忽略了这一过程 由于与电子和中性氢碰撞截面有很大的不确定性，这些近似公式与实验或详细理论 计算的结果有很大差别。如l i 与中性氢的碰撞激发截面。d r 耐n 近似公式给出的结果 要比详细理论计算的结果大很多，特别是对于高能级，有几个量级的差别i l 】所以，在 研究中通常在上述公式的基础上乘一个修正因子( & 和s 0 ) ，通过拟合太阳及标准星 ( 基本参数如温度表面重力，铁丰度比较可靠) 的谱线轮廓来确定这两个参数的大小 2 3 2l i 原子模型的发展历史 l i 原子模型经历了一个由简单到复杂的发展历史早在1 9 7 5 年，m 伽h 等1 1 日j 首 次建立了一个三能级的“原子模型研究太阳了大气中l i 共振线的形成，发现其n 如m 效应很小( 6 的能级，则除了主量子数外没有考虑其它的能级 分裂，共包含2 1 个能级能级的数据采用了b a 8 址j n 和s t o n e r 嘲的结果，从低能级到 主量子数n = 5 能级之间的跃迁系数采用w i e 等删的数据c a r l 8 s o n 等所考虑的恒 星大气模型的有效温度t c ，表面重力1 6 9g 和金属丰度的取值范围比较广，并提供了 详细的n l t e 修正表，便于其他研究者应用缸p l l n l d 等把这个原子模型应用到三 维恒星大气( 3 d ) 模型中，发现在3 d 模型中，l i 的n l l 您效应较大有趣的是。他们 发现考虑n l t e 效应后。3 d 模型与1 d 模型得到的l i 丰度结果很相近b 缸k l e m 等i l j 在他们模型的基础上，进一步考虑了与中性氢的碰撞激发和电荷交换，发现与中性氢的 碰撞激发和去激发对“原子的n 矾飞效应影响不大，而与中性氢的电荷交换对n l t e 的影响不容忽视 2 4 几种不同类型恒星的n l t e 效应 目前n l t e 效应的研究有两种方法t 一种是等值宽度方法，另一种是谱线综合方法 大多数研究者都选用后者进行研究在测定恒星丰度时有很多不确定的因素，典型的误 差为o 1d 麟当n l t e 修正超过该值时就应当考虑这一效应所产生的修正 2 4 1 太阳中l i 的n 加m 效应 图2 2 展示了太阳大气中“丰度变化时，c ”1 8 s o n 等得到的l i 的n 加m 修正结 果图中l t e 下的“丰度是通过拟合n l t e 下的谱线轮廓得到的纵坐标是n l t e 下 输入的“丰度( a “) 从图中明显可以看到，当6 7 0 7n m 的共振线开始饱和时，修正 变大很快，到a “= 4 时，n l t e 的修正可达一0 5d e x 这是由于如前所述的共振散射 效应对谱线的源函数和不透明度的影响导致的而当l i 丰度较低时，n l t e 效应的修 正较小( 0 1d e x ) 所以共振线的影响在低l i 丰度时不重要 山东师范大学硬士学位论文 oo s o 5 s ? 一1 0 。 一r 一一一一一一一一一￥一一 j l 23 4 ( l t ) 重2 2 ：太阳中“丰度的n m 修正实线是6 7 0 7n m 共振线，虚线是6 1 0 4 m 谱线横坐标是i 胍下的l l 丰 度，这个值是甩同样的大气模型拟合n i j t e 计算得到得等值宽度的值得到的在每条曲线上的星号。表示的是太阳 年轻时的“丰度，即陨石丰度a l i - 3 3 m 下。太阳年轻时ul6 7 0 8 珊线的丰度被过高估计了。比实际的u 丰度大约高0 ，筘d e x 对于富l i 恒星功卫分析时用l i i6 l o 4 眦线比较好其n 切咒修正仅为一0 ，0 7 d 靠 一方形- 表示的是现在太阳的u 事度a u = 1 1 ( 取自c 矗d b 呻n 等人的工作 鹞1 ) 2 4 2 贫金属恒星中l i 的n u m 效应 如前所述，一些天文学家的研究结果表明在表面有效温度高于5 6 0 0k 的晕族矮星 中的l i 平台的丰度是依赖于温度和金属丰度的如果“的n 加飞修正依赖于温度和金 属丰度，则l t e 的丰度或简单的n l t e 插值结果会影响所得到的结论c a 凼n 等闭 的研究结果表明对于处于l i 平台的恒星( i f e 明 5 8 0 0k ) ，“共振线 的n l t e 修正很小，一般小于o 1d 既，而且考虑n l t e 效应后l i 丰度会增加特别当 采用取样不透明度计算辐射场时，这些恒星的n e 修正更小，可以忽略不计然而， c 1 8 s o n 等嘲的原子模型中没有考虑中性氢的碰撞激发和电离效应，特别是前面提到 的电荷交换反应b a r k l e m 等 1 】考虑了中性氢的碰撞激发和电离及电荷交换对粒子数 布居的影响后。发现n m 修正结果与c 1 8 n 等侧的完全不同。修正都为负对三 维恒星大气模型，“共振线的n e 效应较大，必须考虑最近，s h i 等人【艟】考虑了 更多的能级，建立了个比c a r l 8 n 等人更大的原子模型( 见图3 5 ) 在他们的原子模 型中。考虑了与中性氢碰撞电离和激发，以及电荷交换等粒子数布居的影响。同时采用 取样不透明度计算辐射场他们的结果表明对于l i 平台恒星当不考虑电荷交换的影 响时，n m 效应很小( 2 5 ； 2 ，光谱型为f g 型； 3 ，v 波段星等亮于8 m a g ； 4 、赤纬6 一1 5 。 以上判据可以基本保证选择的样本是处于主序演化阶段的小质量富“单垦，能得到 信噪比s n 为2 0 0 以上的光谱，适合2 1 6 米望远镜观测，而且n 功m 效应的改正量比 较大 3 2 观测和数据处理 3 2 1 仪器介绍 观测使用的是中国科学院国家天文台兴隆