[论文解读] Kinetic equilibrium of iron in the atmospheres of cool dwarf stars II. Weak Fe I lines in the solar spectrum

T. Gehren, A. J. Korn+1 more|ArXiv.org|Oct 29, 2001

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 23被引用 28

一句话总结

本研究利用线致空白和经验太阳大气模型，研究了太阳光谱中弱Fe I谱线的非局部热动平衡（NLTE）效应。通过识别最优的原子和大气参数——特别是氢碰撞速率（0.5–5倍标准值）、微湍流速度（1.0 km s⁻¹）、修正的范德华阻尼（Δlog C₆ = –0.10 至 –0.15），以及Schnabel等人提供的Fe II f值——成功导出一致的太阳Fe I丰度，log ε(Fe I,⊙) ≈ 7.48–7.51，解决了先前f值集带来的不一致问题，并证实了离子化平衡。

ABSTRACT

NLTE line formation calculations of FeI in the solar atmosphere are extended to include weak optical lines. Previously established atomic models are used to discriminate between different ways of treating collisional interaction processes. To derive a common solar FeI abundance from both strong and weak lines, fine-tuning of the microturbulence velocity parameter and the van-der- Waals damping constants is required. The solar FeI abundances based on all available f-values are dominated by the large scatter already found for the stronger lines. In particular the bulk of the data from the work of May et al. and O'Brian et al. is not adequate for accurate abundance work. Based on f-values measured by the Hannover and Oxford groups alone, the FeI LTE abundances are eps(FeI,Sun)=7.57 for the empirical and eps(FeI,Sun) = 7.48 ... 7.51 for the line-blanketed solar model. The solar Fe ionization equilibrium obtained for different atomic and atmospheric models rules out NLTE atomic models with a low efficiency of hydrogen collisions. At variance with Paper I, it is now in better agreement with laboratory FeII f-values for all types of line-blanketed models. Our final model assumptions consistent with a single unique solar Fe abundance eps(Fe,Sun) = 7.48 ... 7.51 calculated from NLTE line formation are (a) a line-blanketed solar model atmosphere, (b) an iron model atom with hydrogen collision rates 0.5 < S_H < 5 times the standard value to compensate for the large photoionization cross-sections, (c) a microturbulence velocity xi = 1.0 kms, (d) van-der-Waals damping parameters decreased by Delta(log C6) = -0.10...-0.15 as compared to Anstee & O'Mara's calculations, depending on S_H, (e) FeII f-values as published by Schnabel et al., and (f) FeI f-values published by the Hannover and Oxford groups.

研究动机与目标

• 通过考虑NLTE效应，解决由弱线导出的太阳Fe I丰度测定中的不一致性。
• 评估不同原子模型（特别是氢碰撞速率和范德华阻尼参数）对Fe I谱线形成的影响。
• 通过在多个模型中协调Fe I与Fe II的离子化平衡，建立一致的太阳Fe丰度。
• 识别出能最小化激发能依赖性的最优微湍流速度与阻尼修正参数。
• 提供一种稳健且可转移的NLTE丰度分析方法，适用于金属贫金属星，以太阳参考数据为基础。

提出的方法

• 在太阳大气中采用非局部热动平衡（NLTE）线形成计算，使用经验模型和线致空白模型大气。
• 应用Anstee & O’Mara（1991, 1995）的量子力学阻尼常数，并系统性地修正（Δlog C₆ = –0.10 至 –0.15）以改善轮廓拟合。
• 调整氢碰撞速率（S_H），以补偿大的光致电离截面，测试了0.5至5倍标准值的范围。
• 使用Hannover和牛津小组提供的Fe I f值，以及Schnabel等人提供的Fe II f值，评估不同数据集间的一致性。
• 将微湍流速度（ξ_t）在0.85至1.0 km s⁻¹之间变化，以优化观测与合成通量轮廓的一致性。
• 在100多条Fe I谱线（激发能0–5 eV）上评估轮廓拟合效果，重点关注弱线及轮廓内翼行为。

实验结果

研究问题

• RQ1 NLTE效应对太阳光谱中弱Fe I谱线有何影响？它们如何影响导出的Fe丰度？
• RQ2 不同氢碰撞速率和范德华阻尼参数的选择如何影响不同激发能水平下Fe I丰度的一致性？
• RQ3 在结合强线与弱线时，能否导出唯一且确定的太阳Fe I丰度？实现这一目标所需的模型参数是什么？
• RQ4 不同实验组（如May等人、O’Brian等人）提供的f值差异在多大程度上损害了丰度测定的准确性？
• RQ5 动态大气效应（如米粒组织）在多大程度上影响NLTE建模中微湍流速度与阻尼参数调整的可靠性？

主要发现

• 在NLTE下，使用Hannover和牛津f值导出的太阳Fe I丰度为log ε(Fe I,⊙) = 7.48–7.51，与陨石值一致。
• 最佳拟合模型要求微湍流速度为1.0 km s⁻¹，且相对于Anstee & O’Mara的范德华阻尼修正为Δlog C₆ = –0.10 至 –0.15。
• 为补偿大的光致电离截面，氢碰撞速率必须在标准值的0.5至5倍范围内调整。
• 使用May等人和O’Brian等人提供的f值会导致丰度离散度大，不适用于精确丰度分析。
• 只有在采用Schnabel等人提供的Fe II f值并结合修正的阻尼参数时，Fe I与Fe II之间才能实现离子化平衡。
• 最终模型显示无显著激发能依赖性（Δlog ε/ΔE_low = –0.0054 至 –0.0094），证实了内部一致性。