ПОГЛОЩЕНИЕ  УЛЬТРАФИОЛЕТОВОГО  ИЗЛУЧЕНИЯ  ЭКЗОТИЧЕСКОЙ  МОЛЕКУЛОЙ  SIO

Сычева  Анастасия  Александровна

студент  6  курса,  кафедра  атомной  физики,  физики  плазмы  и  микроэлектроники  МГУ,  РФ,  г.  Москва

E-mail: 

Палов  Александр  Петрович

научный  руководитель,  канд.  физ.  мат.  наук,  старший  научный  сотрудник  ОМЭ  НИИЯФ  им.  Д.В.  Скобельцына,  РФ,  г.  Москва

Габриэль  Балинт-Курти

научный  руководитель,  д-р  наук,  профессор  Бристольского  университета

Интерес  к  молекуле  SiO  в  астрофизике  вызван  большим  количеством  спектроскопических  данных  в  радиодиапазоне,  подтверждающих  присутствие  этой  молекулы  в  различных  звездах,  например,  Sagittarius  B2  [16;  3;  12],  G333.125-0.562  [10]  и  Мира  TX  [6].  Существующие  гипотезы  утверждают,  что  излучение  молекулы  может  быть  связано  с  перенаселением  колебательно-вращательных  уровней  в  процессе  пульсации  звезд  [2;  7;  5].  Основными  механизмами  изменения  популяции  уровней  являются  взаимодействие  фотонов,  электронов  и  атомов  H  и  He  с  молекулой  SiO  [5;  13].  Таким  образом,  астрофизики,  занимающиеся  моделированием  газодинамических  процессов,  происходящих  в  звездах,  стимулировали  как  экспериментальное  изучение  спектроскопических  параметров  молекулы  SiO  в  лабораторных  условиях,  так  и  теоретические  расчеты  потенциальных  поверхностей  молекулы  из  первых  принципов  (ab  initio)  и  сил  осцилляторов  для  различных  колебательно-вращательных  переходов.  Энергии  переходов  внутри  основного  терма  в  настоящее  время  хорошо  изучены  экспериментально  [11],  а  соответствующие  им  силы  осцилляторов  —  теоретически  [1].  Для  ультрафиолетового  излучения,  т.  е.  переходов  между  электронными  темами  молекул,  имеются  лишь  разрозненные  экспериментальные  данные  [8;  4],  в  то  время  как  информация  по  измеренным  или  рассчитанным  силам  осцилляторов  практически  отсутствует  в  литературе.  Данные  же  эти  важны  для  расчетов  населенности  колебательно-вращательных  уровней  основного  состояния,  ответственной  за  интенсивность  излучения  мазера  SiO.

Цель  данной  статьи  —  представить  потенциальную  энергию  основных  электронных  термов  молекулы  SiO,  рассчитанную  из  первых  принципов  с  помощью  метода  многоконфигурационного  взаимодействия  (MRCI)  [15],  энергии  колебательно-вращательных  переходов  между  основным  и  возбужденным    термами  и  соответствующие  им  силы  осцилляторов.

На  первом  этапе  данной  работы  мы  проанализировали  потенциальную  энергию  молекулы  SiO  в  основном  X¹Σ⁺  и  возбужденных    ,  и  состояниях,  а  также  соответствующие  переходные  дипольные  моменты.  Расчеты  потенциальной  энергии  термов  молекулы  проводились  из  первых  принципов.  Так  волновые  функции  молекулы  SiO  были  подготовлены  с  помощью  много-конфигурационного  метода  Хартри-Фока  (CASSCF)  и  использованы  для  расчета  кривой  потенциальной  энергии  методом  много-конфигурационного  взаимодействия  (MRCI).  Все  расчеты  были  выполнены  на  программном  пакете  MOLPRO  2010.1  [15]  с  набором  базисных  атомных  волновых  функций  VQZF12.  Десять  молекулярных  орбиталей  были  учтены  нами  в  активном  конфигурационном  пространстве.  В  качестве  теста  для  полученного  потенциала  мы  рассчитали  энергию  диссоциации  8.3226  эВ  и  положение  равновесия  молекулы  0.15154  нм,  которые  оказались  очень  близки  к  экспериментальным  8.3369  эВ  для  энергии  диссоциации  и  0.15097  нм  [9]  для  положения  равновесия.

Рисунок  1.  MRCI   потенциалы  SiO,  рассчитанные  с  использованием  базиса  VQZF12

Рисунок  2.  Дипольный  момент,  рассчитанный  для  переходов  между    и    состояниями

Вторым  этапом  стало  исследование  распределения  вероятности  заселения  колебательно-вращательных  уровней  молекулы  монооксида  кремния,  рассчитанное  для  системы  с  фиксированным  числом  частиц  и  заданной  температурой:

,

где:    —  энергии  собственных  состояний  молекулы, 

  —  вырождение  уровней, 

  —  статистическая  сумма  канонического  распределения  Гиббса,  учитывающая  уровни  ,  ,    и    электронных  состояний  молекулы  SiO.

Расчеты  показали,  что  при  температуре  2000  К,  типичной  для  внутренних  структур  звезд  типа  МИРА  [6],  наиболее  заселенными  являются  уровни  с  нулевым  квантовым  колебательным  номером  и  вращательным  числом  37  (см.  рис.  3)  и  [14]  основного  состояния. 

Рисунок  3.  Вероятность  заселения  колебательных  уровней  состояния  молекулы  SiO   при  температурах  2000  К,  4000  К,  6000  К

На  заключительном  этапе  исследований  были  вычислены  энергии  и  соответствующие  им  силы  осцилляторов  для  перехода  j=37  ->38  между  состояниями    и    в  ультрафиолетовом  диапазоне  (см.  таблицу  1):

,

где:    —  ядерные  волновые  функции  начального  и  конечного  состояний  соответственно; 

  —  переходный  дипольный  момент  между    и    состояниями. 

Таблица  1.

Силы  осцилляторов  для  j =37  ->  38    -    переходов

Таким  образом,  в  данной  работе  представлена  потенциальная  энергия  основных  электронных  термов  молекулы  SiO,  рассчитанная  из  первых  принципов  с  помощью  метода  много-конфигурационного  взаимодействия.  На  основе  полученных  значений  рассчитана  статистическая  сумма  молекулы  SiO  для  температур  2000  К—6000  К,  типичных  для  звезды  Мира  TX.  Представлены  энергии  колебательно-вращательных  переходов  c  j=37  на  j=38  между  основным  и  возбужденным    термами  для  v=0-5  и  соответствующие  им  силы  осцилляторов.  Полученные  данные  могут  быть  использованы  для  учета  изменения  концентрации  молекулы  SiO  в  основном  состоянии  под  действием  ультрафиолетового  излучения,  формируемого  горячим  газом  в  областях  ударных  волн  расширяющейся  атмосферы  звезды.

Расчет  межатомного  потенциала  проводился  на  суперкомпьютере  “Curie”  Университета  Бристоля,  Великобритания.  Также  мы  благодарим  в.н.с.  НИИЯФ  МГУ  Рахимову  Т.В.  за  плодотворные  дискуссии.

Список   литературы:

1.Barton  E.J.,  Yurchenko  S.N.,  Tennyson  J.  MNRAS  (2013)  434,  1469—1475.

2.Bowen  G.,  1988  Astrophys.  J.  329  299

3.Codella  C.,  Scappini  F.,  Bachiller  R.  and  Benedettini  M.  2002  MNRAS  331  893—900.

4.Coursimauit  F.,  Motret  O.,  Viladrosa  R.  et  Pouvesle  J.M.  J.  Phys.  France  108(2003)  131—134.

5.Dayou  F.  and  Balanca  2006  Astron.  Astrophys.  459  297—305.

6.Diamond  P.J.  and  Kemball  A.J.  2003  Astrophys.  J.  599  1372.

7.Gray  M.D.,  Wittkowski  M.,  Scholz  M.,  Humphreys  E.M.L.,  Ohnaka  K.  and  Boboltz  D.  2009  Mon.  Not.  R.  Astron.  Soc.  394  51—66. 

8.Hormes  J.,  Sauer  M.,  Scullman  R.J.  Mol.  Spectrosc.  98  (1983)  1—19.

9.Huber  K.P.,  Herzberg  G.  Molecular  Spectra  and  Molecular  Structure  IV.  Constants  of  Diatomic  Molecules.  Princeton:  Van  Nostrand-Reinhold,  1979.

10.Lo  N.,  Cunningham  M.,  Bains  I.,  Burton  M.G.  and  Garay  G.  2007  MNRAS  381  L30–4

11.Lovas  F.J.,  Maki  A.G.,  Olson  W.B.  Mol.  Spectrosc.  87  (1981)  499—459.

12.Nisini  B.,  Codella  C.,  Giannini  T.,  Garcia  J.S.,  Richer  J.S.,  Bachiller  R.  and  Tafalla  M.  2007  Astron.  Astrophys.  462  163—72.

13.Palov  A.P.,  Gray  M.D.,  Field  D.  and  Balint-Kurti  G.G.  2006  Astrophys.  J.  639  204–9 

14.Sycheva  A.A.,  Balint-Kurti  G.G.  and  Palov  A.P.  Conference  Proceedings  STEREODYNAMICS-2014,  Russia,  St.  Petersburg,  August  17-22,  —  p.  84.

15.Werner  H.-J.  et.al.//  MOLPRO,  version  2010.1,  a  package  of  ab  initio  programs,  2010.

16.Wilson  R.W.,  Penzias  A.A.,  Jefferts  K.B.,  Kutner  M.  and  Thaddeus  P.  1971  Astrophys.  J.  167  97.