Определение содержания железа в фотосфере солнца Галиев А.К., Баязитов У.Ш.
    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 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 и его причинах, если эти различия будут убедительно подтверждены.
    В свете изложенного представляет интерес дискуссия, развернувшаяся на страницах журнала Astron & Astroph 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=7.51, совпадающей 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 при отказе от ЛТР с использованием 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. Этот подход использован нами 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 с использованием атласа [4] и для всего солнечного диска [5].
    Далее опишем методику вычислений и покажем полученные результаты. Измерение эквивалентных ширин
    Как известно, очень важной особенностью спектра излучения Солнца и звезд является присутствие фраунгоферовых линий поглощения, которые дают множество детальных сведений об атмосфере Солнца и звезд, включая температуру, давление, динамику и химический состав. Однако стоит проблема 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:
    
    Спектр Солнца изобилует 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, написанной на языке Turbo-Pascal 7.0. Программа позволяет обрабатывать оцифрованные спектры исследуемых объектов и выдает первоначальный и очищенный от бленд профиль спектральной линии. Мы используем алгоритм очистки линии, приведенный ниже.
    Выбор диапазона длин волн для исследуемой линии.
    Отбрасывание точек профиля, явно отличающихся от гауссового характера.
    Сравнение длинноволнового и коротковолнового крыла профиля линии.
    Доплеровское ядро берется из экспериментального спектра, а далекие крылья линии аппроксимируются гауссовой (для слабых линий) и лоренцевской (сильные линии) кривыми.
    Вычисление эквивалентной ширины путем численного интегрирования.
    На рис. ............