АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 12, с. 984-995

УДК 524.3-355.3, 539.184.26, 004.65

CВЕРХТОНКОЕ РАСЩЕПЛЕНИЕ В БАЗЕ ПАРАМЕТРОВ

СПЕКТРАЛЬНЫХ ЛИНИЙ VALD

¹Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия

²Институт физики и астрономии, Уппсала, Швеция

Поступила в редакцию 24.06.2019 г.; после доработки 05.07.2019 г.; принята к публикации 22.07.2019 г.

Венская база данных атомных параметров спектральных линий VALD дополняется новыми данными

и новой функциональностью — возможностью учета эффекта сверхтонкого расщепления (HFS) при

анализе профилей линий. Для этого нами создана вспомогательная SQL база данных с постоянными

сверхтонкой структуры для 58 изотопов 30 нейтральных и однократно ионизованных атомов. Проведен

анализ полноты собранных данных и новых возможностей при исследовании звезд различных

спектральных классов. База данных позволяет учитывать расщепление до 60% линий с измеряемым

эффектом в ультрафиолетовом (λ ≳ 1000

A), и до 100% — в видимом и инфракрасном диапазонах

(λ ≲ 25 000

A) для A-M звезд. В спектрах горячих O-B звезд необходимо привлекать лабораторные

измерения для атомов второй и выше стадий ионизации.

DOI: 10.1134/S0004629919120065

1. ВВЕДЕНИЕ

многих случаях необходимо обязательно учитывать

эффект HFS для интерпретации спектров.

VALD (Vienna Atomic Line Database) — база

Представленная работа посвящена описанию

параметров спектральных линий, предназначенная

дополнительной к VALD базы данных, позволя-

для выборки данных, необходимых в дальнейшем

ющей проводить расчеты теоретических спектров

для расчета и анализа звездных спектров [1-3].

с учетом эффекта сверхтонкого расщепления. В

Каждая спектральная линия в VALD характе-

разделе 2 рассмотрены данные, необходимые для

ризуется идентификатором элемента, его стадией

расчета профилей расщепленных линий, и описана

ионизации, длиной волны λ, вероятностью перехо-

база данных постоянных HFS. В разделе 3 прово-

да (сила осциллятора), коэффициентами затухания

дится анализ полноты представленных данных. В

(радиативного, Штарка, ван дер Ваальса), а также

разделе 4 мы обсуждаем возможности применения

для нижнего и верхнего уровней: энергией воз-

новой функциональности VALD.

буждения E, квантовым числом полного момента

J, Ландэ-факторами g и описанием электронной

конфигурации и терма. В настоящее время дан-

2. ЭФФЕКТ СВЕРХТОНКОГО

ные VALD позволяют достаточно точно описывать

РАСЩЕПЛЕНИЯ

наблюдаемые профили большинства спектральных

линий. Однако в спектрах высокого разрешения

Эффект сверхтонкого расщепления энергетиче-

существует ряд линий, профиль которых допол-

ских уровней в атоме обусловлен взаимодействи-

ем магнитного момента ядра с магнитным полем

нительно уширен эффектом сверхтонкого расщеп-

электрона, создаваемым его орбитальным движе-

ления (HFS — hyperfine splitting), для описания

нием [5]. В терминах квантовых чисел с учетом ре-

которого необходимы дополнительные данные. Без

лятивистских эффектов полный момент электрона

них невозможно получить высокоточные значения

J взаимодействует с магнитным моментом ядра I, и

содержаний таких элементов, как например, литий,

образуется HFS момент F , который сохраняется и

марганец, кобальт, медь и других, в особенности

тяжелых элементов. Ошибка в содержании эле-

может принимать значения F = |J - I|...|J + I|. В

мента зависит от величины расщепления линии и

результате уровень с квантовым числом J расщеп-

ее интенсивности и может достигать в некоторых

ляется на 2(min(I, J) + 1) подуровня, а спектраль-

случаях 1 dex и более [4]. Таким образом, во

ная линия, образованная переходом между уровня-

ми J_l и J_u различных электронных конфигураций,

^*E-mail: pakhomov@sai.msu.ru

расщепляется на ряд компонентов, число которых

984

CВЕРХТОНКОЕ РАСЩЕПЛЕНИЕ В БАЗЕ

985

может превышать два десятка. Правила отбора

поиск статей, содержащих данные по HFS изме-

для магнитного дипольного взаимодействия (по

рениям. Из-за ограниченных возможностей лабо-

аналогии со спин-орбитальным взаимодействием

раторных измерений HFS данные представлены

ΔJ_lu = 0,±1) разрешают переходы с ΔF_lu = 0,±1

только для нейтральных и однократно ионизован-

и запрещают переход F_l = 0 → F_u = 0. Для пере-

ных атомов, чьи линии наблюдаются в близком УФ

ходов ΔJ_lu = ±2, осуществляемых при электриче-

(λ ≳ 700

A), оптическом и ИК диапазонах (λ ≲

ском квадрупольном взаимодействии, разрешены

≲ 10⁶ ˚A).

переходы в расщепленной линии ΔF_lu = ±2.

Накопленный материал был систематизирован в

Изменение энергии HFS уровня относительно

SQL базе данных, где для каждого уровня пред-

нерасщепленного, характеризуемого квантовыми

ставлены: элемент, стадия ионизации, идентифи-

числами I, J, F , описывается формулой:

катор изотопа внутри VALD (species ID), номер

элемента, масса изотопа, магнитный момент ядра

ΔE =

AK +

(1)

I, энергия уровня E, квантовое число полного

момента уровня J, HFS постоянные A и B и их

(3/4)K(K + 1) - J(J + 1)I(I + 1)

ошибки, а также ключ библиографического источ-

2I(2I - 1)J(2J - 1)

ника, который входит в библиографическую базу

VALD в формате BibTeX.

где K = F (F + 1) - J(J + 1) - I(I + 1), A и B —

постоянные сверхтонкой структуры. A характери-

Всего в базе содержатся данные для 3970 уров-

зует магнитное дипольное взаимодействие, B —

ней, принадлежащих 58 изотопам 30 элементов.

электрическое квадрупольное взаимодействие. От-

Около половины изотопов принадлежат нейтраль-

носительная интенсивность компонентов вычисля-

ным атомам, другая половина элементам в первой

ется через 6j-символы:

стадии ионизации. Только для одного элемента,

висмута (Bi), есть данные для линий второй стадии

I_rel(F_l → F_u) =

(2)

ионизации. Список изотопов представлен в табл. 1,

⎧

⎫

где для каждого из них приведено количество уров-

⎨

⎬

(2F_l + 1)(2F_u + 1) J_l F_l I

ней в базе данных, минимальное E_min и максималь-

2I + 1

ное E_max значения энергий и минимальное и макси-

^⎩F_u J_u

1|2^⎭

мальное значения постоянной A, главным образом

определяющего степень HFS расщепления.

где последнее число равно

при магнитном

дипольном переходе, и 2— при электрическом

При выполнении запроса VALD “select stellar”

квадрупольном. При этом выполняется условие

(выборка только тех спектральных линий, которые

∑

I_rel = 1.

могут вносить вклад в спектр звезды с конкретными

параметрами атмосферы) в опции, включающей

Таким образом, для расчета HFS эффекта необ-

учет HFS эффекта, для каждой выбранной ли-

ходимо знать для нижнего и верхнего уровней

нии выполняется проверка наличия HFS данных

энергии перехода E, квантовые числа J, HFS по-

для нижнего и верхнего уровней, идентификация

стоянные A и B, а также магнитный момент ядра

которых происходит по значениям E и J для

рассматриваемого изотопа I. База данных VALD

рассматриваемого изотопа. Если данных нет хотя

содержит только величины E и J. Значения I мож-

бы для одного уровня, то линия выдается нерас-

но взять, например, из статьи [6]. HFS постоянные

щепленной. Далее проводится вычисление сдвигов

определяются в лабораторных условиях и регу-

уровней энергии ΔE_l и ΔE_u из соотношения (1),

лярно публикуются в научных статьях. Поэтому

возможных переходов F_l → F_u, согласно прави-

главной задачей стал сбор источников информации

лам отбора, сдвигов длин волн ΔλFl→Fu = (ΔE_l -

по HFS измерениям. Самая полная подборка работ

- ΔE_u)λ²/c для каждого компонента, а также их

по таким измерениям содержится в компиляции

из соотно-

R.L. Kurucz¹ , где для некоторых изотопов пред-

шения (2). При этом сила осциллятора нерасщеп-

ставлены файлы ab*.dat, содержащие данные по

ленной линии log(gf) для каждого компонента,

выбранному изотопу и величины E, J, A и B

образованного переходом F_l → F_u, заменяется на

для разных уровней, а также библиографические

ссылки. Тем не менее в этом источнике некоторые

, длина волны на λ +

значимые элементы, например, литий, празеодим и

+ ΔλFl→Fu. Остальные параметры спектральной

др., отсутствуют. Поэтому с помощью SAO/NASA

линии не изменяются. Вместо одной линии в итого-

Astrophysics Data System (ADS) был проведен

вом списке появляется набор спектральных линий

по числу HFS компонентов. Поскольку HFS ком-

¹ http://kurucz.harvard.edu/atoms

поненты имеют некоторое распределение значений

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

986

ПАХОМОВ и др.

Таблица 1. Характеристики HFS данных

Изотоп,

Число

E_min,

E_max,

A_min,

A_max,

Изотоп,

Число

E_min,

E_max,

A_min,

A_max,

ион

уровней

см-1

МГц

ион

уровней

см-1

МГц

⁶Li 1

14903

-1

152

⁷¹Ga 1

38914

299

7255

⁷Li 1

14903

-3

401

⁷¹Ga 2

47814

145493

1439

9923

²³Na 1

40888

885

⁸⁵Rb 1

12816

1011

²⁷Al 1

46183

-99

502

⁸⁷Rb 1

12816

3417

²⁷Al 2

149182

-869

2728

⁸⁹Y 2

84275

-241

232

³⁹K 1

31765

230

⁹³Nb 2

40561

-1145

1229

⁴⁰K 1

21536

-285

⁹⁵Mo 2

59840

-919

460

⁴¹K 1

21536

127

⁹⁷Mo 2

59840

-940

470

⁴⁵Sc 1

34422

-738

2232

¹²⁷I 1

107

54633

82615

-1319

4742

⁴⁵Sc 2

85832

-480

654

¹²⁷I 2

7087

136733

-630

5294

⁴⁷Ti 1

33700

-145

¹³⁵Ba 2

75945

-11

3591

⁴⁷Ti 2

47625

-858

174

¹³⁷Ba 2

75945

-11

4018

⁴⁹Ti 1

33700

-145

¹³⁹La 2

108

66591

-1128

2951

⁴⁹Ti 2

47625

-858

174

¹⁴¹Pr 1

6714

34190

-994

1378

⁵⁰V 1

18438

141

356

¹⁴¹Pr 2

293

42194

-273

2114

⁵¹V 1

332

46230

-947

1445

¹⁵¹Eu 2

27256

-1672

1540

⁵¹V 2

116

90584

-411

1479

¹⁵³Eu 2

27256

-743

684

⁵⁵Mn 1

144

61225

-2196

1848

¹⁵⁵Gd 2

2856

40924

-349

407

⁵⁵Mn 2

221

119197

-1151

1604

¹⁵⁷Gd 2

2856

40924

-457

534

⁵⁷Fe 1

61064

-40

143

¹⁵⁹Tb 2

36000

-271

1700

⁵⁹Co 1

371

60262

-1016

3084

¹⁶⁵Ho 1

165

42381

265

1486

⁵⁹Co 2

17771

56010

149

2398

¹⁷⁵Lu 1

40735

-924

4511

⁶¹Ni 1

29888

-457

-78

¹⁷⁵Lu 2

28503

-2038

4976

⁶³Cu 1

71290

-510

5866

¹⁷⁶Lu 1

40735

-651

3189

⁶⁵Cu 1

71290

-543

6284

¹⁸¹Ta 1

507

59300

-3515

7237

⁶⁷Zn 1

80175

609

¹⁸¹Ta 2

210

81164

-2348

4960

⁶⁷Zn 2

48481

65441

357

549

²⁰³Tl 1

7792

1049

21111

⁶⁹Ga 1

38914

239

5726

²⁰⁵Tl 1

34159

1061

21315

⁶⁹Ga 2

47814

145493

1109

7794

²⁰⁹Bi 3

89236

647

51050

ΔλFl→Fu, то итоговыйсписок линий сортируется по

до 10⁶

A. Самая верхняя кривая (1) — данные по

возрастанию длин волн и выдается пользователю.

всем линиям всех элементов. Около λ 500˚A виден

резкий рост числа спектральных линий. Максимум

плотности достигает значения около 100 линий на

3. ПОЛНОТА ДАННЫХ

A и находится в УФ и в оптическом диапазо-

На рис. 1 показано распределение плотности

нах. В ИК диапазоне плотность постепенно пада-

спектральных линий (число линий на 1˚A) по всему

ет. Примерно каждая третья или четвертая линия

доступному в VALD диапазону длин волн от 10

принадлежит элементам с ненулевым магнитным

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

CВЕРХТОНКОЕ РАСЩЕПЛЕНИЕ В БАЗЕ

987

N, Å^-1

10²

10¹

10⁰

10^-1

-2

10¹

10²

10³

10⁴

10⁵

10⁶

Wavelength, Å

Рис. 1. Распределение количества спектральных линий VALD как функция длины волны. Сверху вниз: все данные VALD

(1), линии элементов с ненулевым магнитным моментом ядра (2), то же самое, что и 2, но только для нейтральных и

однократно ионизованных атомов (3), линии, для которых в VALD есть HFS данные (4), и доля 4 по отношению к 3 (5).

моментом ядра, то есть она подвержена эффекту

полноты данных необходимо рассмотреть реаль-

HFS (кривая 2). Кривая (3) аналогична преды-

ные спектральные линии, наблюдаемые в звездных

дущей, но отображает данные только по линиям,

спектрах и используемые для их анализа.

принадлежащим нейтральным и однократно иони-

На рис. 2 представлены аналогичные графи-

зованным атомам (в УФ наблюдается провал из-

ки для звезд главной последовательности разных

за большого вклада высоко ионизованных атомов).

спектральных классов. На графиках приведены

В идеале мы должны описать расщепление всех

лишь две кривые, соответствующие вариантам (3)

этих линий. Однако мы ограничены лабораторны-

и (4) из рис. 1, то есть плотность полного числа

ми данными и в реальности можем описать лишь

спектральных линий из VALD, образованных ней-

10-20% из этого количества (кривая 5) для λ >

тральными атомами и элементами в первой стадии

> 1100˚A. Ограничение по длинам волн возможно

ионизации, подверженных эффекту сверхтонкого

связано с трудностями лабораторных измерений

расщепления, и тех из них, для которых в VALD

в УФ. В далеком ИК доля расщепленных линий

есть HFS данные. Расчеты выполнены с помо-

достигает 30%, но их количество падает на два

щью внутренних команд VALD, соответствующих

порядка.

внешнему запросу ”select stellar”, в диапазоне длин

волн от 912 до 100 000

A, в котором число всех

В оптическом и ближнем ИК диапазонах накоп-

ленные данные могут быть полезны для ∼20% всех

атомных линий составляет 956 112, без учета мо-

спектральных линий. Такой небольшой процент

лекулярных. Из них выбраны спектральные линии

связан с тем, что VALD содержит данные для боль-

с глубиной более 0.015 относительно континуума.

шого количества даже весьма слабых линий. Для

Такой критерий использован потому, что с одной

них лабораторные измерения (λ, E, log(gf)) доста-

стороны обеспечивает достаточное качество опи-

сания спектров, а с другой стороны отсекает вывод

точно надежны, тогда как измерение эффекта HFS

большого количества слабых линий, которые могут

представляется сложным, поскольку многие ком-

быть выбраны вследствие приближенного решения

поненты, необходимые для определения квантовых

уравнения переноса.

чисел F и постоянных расщепления, могут быть

не видны. В практической звездной спектроскопии

Параметры атмосферы (T_eff/ log g) и число

большая часть пропущенных слабых линий не иг-

спектральных линий для двух критериев выборки

рает существенной роли. В связи с этим для оценки

(центральная глубина >0.015 и >0.30) для звезд

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

CВЕРХТОНКОЕ РАСЩЕПЛЕНИЕ В БАЗЕ

989

Таблица 2. Численные характеристики спектров звезд различных спектральных классов

число выбранных/I, II/расщепленных линий

Спектр. класс

T_eff,K/logg

c глубиной > 0.015

c глубиной > 0.3

30000/4.0

14796/265/1

2701/245/0

20000/4.0

18054/797/41

4787/775/11

9500/4.5

20997/3728/406

7064/1065/100

7500/4.5

27541/5888/1464

9663/1803/381

6500/4.5

29980/6725/2082

11343/2279/671

4750/4.5

33224/8242/3322

14045/3005/1436

3500/4.5

26434/7148/2985

11514/2810/1415

разных спектральных классов приведены в табл. 2.

откуда видно, что слабые линии доминируют по

Данные представлены тремя числами: общее

количеству, особенно в случае горячих звезд.

количество выбранных линий, количество линий

На рис. 3 показаны результаты, аналогичные

нейтральных и однократно ионизованных атомов

рис. 2, полученные для линий с глубиной более

элементов с ненулевым магнитным моментом

0.3. Для горячих звезд видна существенная раз-

ядра и количество линий, расщепление которых

ница. Для O-звезд полностью отсутствуют линии,

возможно вычислить с помощью создаваемой

которые могли бы быть расщеплены с помощью

базы данных. На рис. 2 в УФ заметен провал

накопленных данных. Объяснение этому факту

количества имеющихся HFS данных. Причина

простое: в горячих звездах доминируют линии эле-

та же, что и при объяснении рис. 1 — трудность

ментов высоких стадий ионизации, данные которых

лабораторных измерений в УФ, а также тот факт,

отсутствуют в нашей базе по причине отсутствия

лабораторных HFS измерений, а линии однократ-

что в диапазоне до 1200

A преобладают линии

но ионизованных атомов слабы. При уменьшении

атомов и ионов, которые отсутствуют в нашей

эффективной температуры звезд в их спектрах на-

базе данных. В УФ доля расщепленных линий

чинает увеличиваться количество линий атомов и

составляет от 15-20% для горячих звезд и до

первых ионов. Уже в A-звездах в УФ можно опи-

50-60% для холодных. Оптический же диапазон,

сать 40-60% линий, а в видимом диапазоне почти

напротив, хорошо исследован в лабораторных

до 100%. Для более холодных звезд 70-100% —

условиях. Доля расщепленных линий превышает

обычная величина доли значимых расщепленных

50% и доходит до 95%.

линий.

Рассматриваемая статистика включает в се-

Статистика по элементам приведена в табл. 3, 4

бя все наблюдаемые в спектре линии, глубина

где дано количество наблюдаемых и расщепленных

которых больше 0.015 относительно континуума.

линий с центральной глубиной >0.015 и >0.3 для

Однако при анализе профилей отдельных линий

разных изотопов в спектрах звезд различных спек-

нет практического смысла в учете эффекта HFS

тральных классов. Наибольшей полнотой HFS

для очень слабых из них. Поэтому далее мы рас-

данных обладают изотопы²³Na 1,⁴⁵Sc 2,⁵⁹Co 1,

смотрим лишь линии, теоретическая глубина ко-

а также⁶³Cu 1,⁸⁹Y 2,¹³⁹La 2,¹⁴¹Pr 2,¹⁵¹Eu 2 и

торых составляет более 0.3 относительно конти-

¹⁵³Eu 2, для которых мы можем описать почти все

нуума. Реальная же глубина линии при свертке с

множество наблюдаемых линий. Особенно выде-

профилями макротурбулентной скорости, враще-

ляется⁵⁹Co 1 — основной изотоп атома кобальта,

ния звезды и инструментальным профилем будет

спектр которого хорошо измерен в лабораториях.

еще меньше. Например, при V_macro = 4 км/с, V_rot =

В K-звездах наблюдается максимальное число его

линий 1463, и 1457 из них расщепляются с помо-

= 1 км/с и R = 80 000 центральная глубина линии

щью нового инструмента VALD.

уменьшается примерно в два раза. Анализ профиля

такой линии для типичного уровня шума наблю-

дательных данных уже имеет смысл. Количество

4. ОБСУЖДЕНИЕ

таких линий в спектрах звезд разных спектральных

В базе постоянных HFS собраны данные для

классов приведено в последнем столбце табл. 2,

основных изотопов, линии которых наблюдаются в

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

CВЕРХТОНКОЕ РАСЩЕПЛЕНИЕ В БАЗЕ

991

Sun

HD 101065 (Przybylski’ star)

1.0

0.8

0.6

Mn I 6013.49

Lu II 5983.86

0.4

6013.0

6013.5

6014.0

5983.5

5984.0

5984.5

Wavelength, A

Рис. 4. Пример использования HFS данных. Слева: линия Mn 1 6013.49

A в спектре Солнца. Справа: линия Lu 2

5983.86

A в спектре звезды HD 101065 (звезда Пшибыльского) с аномальным содержанием химических элементов.

Вертикальными линиями показан вклад отдельных компонентов.

следует, что для A-M звезд собранные данные поз-

например йода, может быть очень незначитель-

воляют описать расщепление для 70-100% линий

ным для того, чтобы в спектрах нормальных звезд

в оптическом диапазоне. Для более горячих звезд

появилась заметная спектральная линия. Однако

данных недостаточно, поскольку в их спектрах пре-

при повышенном содержании в спектрах звезд они

обладают линии элементов второй и выше стадий

могут быть видны.

ионизации, для которых лабораторных измерений

Для лития имеются данные всего для трех уров-

параметров расщепления исчезающе мало. Однако

ней (значительный HFS эффект проявляется толь-

в целом описание спектра горячих звезд от этого не

ко в основном уровне лития²S1/2) двух стабильных

страдает, поскольку основные элементы (до 90%),

изотопов6,7Li 1, что позволят описать все 15 ком-

образующие линии, не подвержены HFS эффекту.

понентов тонкой и сверхтонкой структур резонанс-

В базе отсутствуют данные для водорода, яд-

ной линии λ 6707

A, которая является важной для

ро которого имеет ненулевой магнитный момент,

исследования эволюции химического состава звезд

поскольку перенос энергии в его линиях требует

и галактик. В табл. 3, 4 линии лития выбираются

отдельного расчета уширения, которое обычно учи-

только для спектров холодных звезд, но существу-

тывает сверхтонкое расщепление.

ют звезды, в спектрах которых линии лития весьма

сильны. Это, например, молодые звезды, перемен-

Для ряда изотопов из табл. 3, 4 спектральные

линии не выбираются ни для одного спектрального

ные звезды с активной хромосферой (типа BY Dra,

класса звезд. На это есть несколько причин. Во-

RS CVn). Учет HFS эффекта для линий натрия,

алюминия, калия необходим лишь в тех условиях,

первых, данные по отдельным изотопам в VALD

в которых тепловые или турбулентные скорости

есть для небольшого количества элементов: Li, Ca,

Ti, Cu, Ba и Eu. Для остальных элементов основ-

не превосходят 1 км/с. Например, расщепление

ные параметры в VALD даны для смеси изотопов.

резонансного дублета D1,2 составляет всего 0.02˚A,

Поэтому для них HFS данные приведены только

а для других линий еще меньше. С увеличением

в том случае, если наиболее распространенный

магнитного момента и отчасти массы ядра HFS

изотоп подвержен эффекту HFS. Примером может

расщепление возрастает (см. табл. 1). Для неко-

служить изотоп⁵⁷Fe 1, для которого мы имеем

торых линий скандия его уже нужно учитывать

HFS данные, однако доля этого изотопа составляет

при анализе звездных спектров. Часть элементов

всего 0.021 от всех стабильных изотопов железа,

группы железа, чьи линии формируют почти весь

а основной изотоп⁵⁶Fe 1 не имеет расщепления.

спектр звезд, обладают значительным расщепле-

При дальнейшем накоплении данных в VALD по

нием уровней, и изменение формы их спектральных

изотопам расчеты расщепления будут выполняться

линий иногда заметно даже при среднем спек-

автоматически, без изменений в базе HFS дан-

тральном разрешении (R ∼ 20 000). Это касается

ных. Во-вторых, содержание некоторых элементов,

ванадия, марганца и кобальта. В любом случае

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

CВЕРХТОНКОЕ РАСЩЕПЛЕНИЕ В БАЗЕ

993

Таблица 3. Окончание

Изотоп

>0.015

>0.300

>0.015

>0.300

>0.015

>0.300

>0.015

>0.300

⁹⁷Mo 2

¹²⁷I 1

¹²⁷I 2

¹³⁵Ba 2

¹³⁷Ba 2

¹³⁹La 2

¹⁴¹Pr 1

¹⁴¹Pr 2

¹⁵¹Eu 2

¹⁵³Eu 2

¹⁵⁵Gd 2

¹⁵⁷Gd 2

¹⁵⁹Tb 2

¹⁶⁵Ho 1

¹⁷⁵Lu 1

¹⁷⁵Lu 2

¹⁷⁶Lu 1

¹⁸¹Ta 1

¹⁸¹Ta 2

²⁰³Tl 1

²⁰⁵Tl 1

²⁰⁹Bi 3

для точного определения содержания (точность не

Для описания профилей линий редкоземельных

менее 0.10

dex) этих элементов, а также меди,

и тяжелых элементов HFS данные крайне важ-

необходимо учитывать HFS эффект.

ны. Сильное расщепление приводит к тому, что

в звездных спектрах высокого разрешения вид-

Рис.

демонстрирует влияние сверхтонкого

ны даже отдельные HFS компоненты. Особенно

расщепления на наблюдаемые профили спектраль-

это проявляется в спектрах химически пекулярных

ных линий. На левой панели приведен профиль

(Ар) звезд. Это хорошо видно на правой панели

линии Mn I λ

6013.49

A в спектре Солнца.

рис. 4, где показано сравнение наблюдаемого и

Сверхтонкое расщепление не сильно изменяет

синтетического профилей линии Lu II λ 5983.86

профиль линии, однако достаточно сильно влияет

на интенсивность. Если не учитывать HFS, то

в спектре одной из самых пекулярных Ар-звезд —

придется увеличить содержание Mn в атмосфере

звезды Пшибыльского (HD 101065). Наблюдае-

на

0.5

dex, чтобы воспроизвести наблюдаемый

мый профиль спектральной линии представляет

профиль, который прекрасно описывается совре-

собой сложную структуру с частичным разрешени-

менным солнечным содержанием Mn, если учесть

ем отдельных компонентов сверхтонкого расщеп-

сверхтонкое расщепление (черная сплошная линия

ления, которую вообще невозможно описать без

на рис. 4).

учета HFS.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019

994

ПАХОМОВ и др.

Таблица 4. Количество наблюдаемых и расщепленных линий с определенной глубиной для разных изотопов

в спектрах звезд спектральных классов G, K, M

Изотоп

<0.015

<0.300

<0.015

<0.300

<0.015

<0.300

⁶Li 1

⁷Li 1

²³Na 1

108

129

²⁷Al 1

215

114

256

129

208

²⁷Al 2

³⁹K 1

⁴⁰K 1

⁴¹K 1

⁴⁵Sc 1

207

332

100

⁴⁵Sc 2

⁴⁷Ti 1

⁴⁷Ti 2

⁴⁹Ti 1

⁴⁹Ti 2

⁵⁰V 1

⁵¹V 1

292

191

1271

775

426

288

1555

958

689

459

⁵¹V 2

791

211

291

109

519

177

231

102

237

106

⁵⁵Mn 1

649

187

177

1092

271

429

143

760

223

325

120

⁵⁵Mn 2

1243

476

429

144

⁵⁷Fe 1

⁵⁹Co 1

967

963

322

321

1463

1457

722

720

1144

1141

616

615

⁵⁹Co 2

569

300

221

⁶¹Ni 1

⁶³Cu 1

115

174

181

140

⁶⁵Cu 1

⁶⁷Zn 1

⁶⁷Zn 2

⁶⁹Ga 1

⁶⁹Ga 2

⁷¹Ga 1

⁷¹Ga 2

⁸⁵Rb 1

⁸⁷Rb 1

⁸⁹Y 2

⁹³Nb 2

125

112

⁹⁵Mo 2

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ

том 96

№ 12

2019

CВЕРХТОНКОЕ РАСЩЕПЛЕНИЕ В БАЗЕ

995

Таблица 4. Окончание

Изотоп

<0.015

<0.300

<0.015

<0.300

<0.015

<0.300

⁹⁷Mo 2

¹²⁷I 1

¹²⁷I 2

¹³⁵Ba 2

¹³⁷Ba 2

¹³⁹La 2

¹⁴¹Pr 1

¹⁴¹Pr 2

¹⁵¹Eu 2

¹⁵³Eu 2

¹⁵⁵Gd 2

¹⁵⁷Gd 2

¹⁵⁹Tb 2

¹⁶⁵Ho 1

¹⁷⁵Lu 1

¹⁷⁵Lu 2

¹⁷⁶Lu 1

¹⁸¹Ta 1

¹⁸¹Ta 2

²⁰³Tl 1

²⁰⁵Tl 1

²⁰⁹Bi 3

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Suppl. Ser. 112, 525 (1995).

F. Kupka, N. Piskunov,

T. A.

Ryabchikova,

Создана

база данных постоянных

HFS для

H. C. Stempels, and W. W. Weiss, Astron. and

VALD, с помощью которой можно описать HFS

расщепление линии для нейтральных и однократно

Astrophys. Suppl. Ser. 138, 119 (1999).

T. Ryabchikova, N. Piskunov, R. L. Kurucz,

ионизованных атомов. База обладает существен-

H. C. Stempels, U. Heiter, Y. Pakhomov, and

ной полнотой для анализа спектров A-M звезд в

P. S. Barklem, Physica Scripta 90(5), id. 054005

ближнем УФ, оптическом диапазоне и ИК. Для

(2015).

исследования спектров горячих O-B звезд необ-

ходимо привлекать лабораторные измерения для

A. A. Boyarchuk, L. I. Antipova, and Y. V. Pakhomov,

атомов второй и выше стадий ионизации.

Astron. Rep. 52, 630 (2008).

И. И. Собельман, Введение в теорию атомных

спектров (М.: Физматгиз, 1963).

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

K. J. R. Rosman and P. D. P. Taylor, J. Phys. and Chem.

1. N. E. Piskunov, F. Kupka, T. A. Ryabchikova,

W. W. Weiss, and C. S. Jeffery, Astron. and Astrophys.

Ref. Data 27, 1275 (1998).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 12

2019