Transcript Теоретические методы звездной спектроскопии (спецкурс) Людмила Ивановна Машонкина, Институт астрономии РАН e-mail: [email protected] раб. тел.: 495-9513980 февраль-май 2012 ГАИШ Московский государственный университет 1844 г.

Теоретические методы звездной
спектроскопии
(спецкурс)
Людмила Ивановна Машонкина,
Институт астрономии РАН
e-mail: [email protected]
раб. тел.: 495-9513980
февраль-май 2012
ГАИШ
Московский государственный университет
1844 г. Огюст Конт (фр. философ);
Мы ничего не можем узнать о звездах, кроме того что они
существуют. Даже температура их навсегда останется
не определенной.
Конец 20 века.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
(цвет – звездная величина,
спектр – светимость)
для 23 000 звезд
в окрестностях Солнца
(по данным каталогов
Hipparcos и Gliese).
Как получена зависимость цвет – Тэфф ?
Тэфф ?
Характеристики поля излучения: Iν, J ν, F ν
Чернотельное излучение - ?
Как получены MV ?
Спектр Веги
(Тэфф = 9550К,
log g = 3.95, [Fe/H] = -0.5)
Sun, G2
Бальмеровские линии ?
Hδ?
Почему в спектрах звезд
линии – абсорбционные ?
Почему вид спектров такой
разный?
HD 65810, A1
HD 155806, O7
Спектр в районе линии Hδ
у избранных звезд
Предмет
Атмосферы звезд (геометрически тонкие: H ~ сотни км;
оптически толстые:   1).
- Формирование излучения.
- Методы определения физических характеристик звезд по
наблюдаемому излучению (спектры, цвета,
распределение энергии).
Цели –
представление о современном состоянии моделирования
звездных атмосфер и переноса излучения, о
возможностях и проблемах;
знакомство с методами анализа наблюдаемых спектров
высокого разрешения.
Содержание спецкурса
Лекции: 24 часа
1. Введение. Наблюдательные возможности. Звездная
спектроскопия и фундаментальные проблемы астрофизики.
2. Проблемы моделирования атмосфер звезд.
2.1. Теоретические модели атмосфер. Предположения и
ограничения: геометрия, динамика, термодинамическое
состояние газа.
2.2. Классическая задача о построении одномерной,
статической модели атмосферы.
 Основные уравнения.
 Источники непрозрачности в атмосферах звезд.
 Учет покровного эффекта. Функция распределения
непрозрачности. Метод выборочной непрозрачности.
 Метод полной линеаризации и метод ускоренной –
итерации.
Содержание спецкурса
 Программы для расчета моделей атмосфер и
теоретических спектров.
 Точность представления реальных атмосфер.
2.3. Моделирование пульсирующих атмосфер (А.Б.Фокин).
2.4. Полуэмпирические модели атмосферы Солнца.
2.5. Расширяющиеся, однородные, сферические модели
атмосфер звезд.
2.6. Трехмерные гидродинамические модели атмосфер звезд.
3. Моделирования формирования спектральных линий.
3.1. Рассеяние. Механизмы перераспределения по частотам.
Полное и частичное перераспределение.
3.2. Формирование спектральных линий в неравновесных
условиях.
3.3. Синтетический спектр: эффекты давления; изотопические
компоненты; сверхтонкая структура линий; влияние магнитного
поля на профили линий.
Содержание спецкурса
3.4. Формирование линий в движущихся средах (Н.Н.Чугай).
4. Определение физических характеристик атмосфер звезд.
4.1. Фотометрические и спектроскопические методы
определения эффективной температуры (Тэфф) и
поверхностного ускорения силы тяжести (g).
4.2. Определение содержания химических элементов.
4.3. Методы исследования пространственного
распределения физических и химических характеристик в
звездных системах (Н.Е. Пискунов – 18 апреля).
Лабораторные работы: 4 часа
Определение фундаментальных параметров атмосферы
звезды - Тэфф и g - методом моделей атмосфер.
Рекомендуемая литература
1. Михалас Д. Звездные атмосферы. т.1, 2. М.: Мир, 1982.
2. Грей Д. Наблюдения и анализ звездных фотосфер. М.: Мир,
1980.
3. Сахибуллин Н.А. Методы моделирования в астрофизике.
1. Звездные атмосферы. Казань: Фэн, 1997
4. Stellar Atmosphere Modeling. Proceedings of an International
Workshop in Tuebingen, Germany, 8-12 April 2002. ASP
Conference Ser., vol. 288, 2003
5. Modelling of Stellar Atmospheres. Proceedings of the 210th IAU
Symp. held at Uppsala University, Uppsala, Sweden 17-21 June
2002. Eds. N. Piskunov, W.W. Weiss, D.F. Gray. ASP, 2003
Введение
• Наблюдательные возможности
• Звездная спектроскопия и фундаментальные
проблемы астрофизики
Наблюдательные возможности
Требования к спектральным наблюдениям :
 высокое спектральное разрешение, R = λ/Δλ,
 высокое отношение сигнала к шуму, S/N,
 широкий спектральный диапазон,
 наблюдения слабых объектов.
Кривая пропускания земной атмосферы
Самые крупные телескопы для спектроскопии
Два 10-м телескопа
обсерватории
У.М. Кека (Гавайи),
высота 4145 м.
Всего в мире 17 телескопов с D ≥ 6 м,
в России – один 6-м телескоп БТА в САО РАН.
Спектрографы высокого разрешения
СПЕКТРОГРАФ
СПЕКТРАЛЬНОЕ
РАЗРЕШЕНИЕ
ТЕЛЕСКОП,
обсерватория
HIRES (3000 - 10000A)
25 000-85 000
Keck
ДИАМЕТР
ЗЕРКАЛА
ТЕЛЕСКОПА
2x9.8 m
HRS (3900 -11000A)
15 000-120000
Hobby-Eberly (HET)
9.2 m (eff)
CRIRES (10000 - 50000A)
100 000
ESO VLT (UT1)
8.2 m
UVES (3000 - 5000A, 4200 -11000A)
до 110 000
ESO VLT (UT2)
8.2 m
HDS (3000 - 10000A)
до 160 000
Subaru
8.2 m
NES (3000 – 8000 A,
1500A одновременно)
45 000
БТА
6m
HARPS (3780-5300A, 5330-6910A)
115 000
ESO
3.6 m
SARG (3700 -10000A)
<144 000 (slicers)
TNG
3.6 m
ESPaDOnS (спектрополяриметр, 3690 10480A)
68 000-81 000
CFHT
3.6 m
FIES (3700 - 7300A одновременно)
< 67 000
NOT
2.5 m
NARVAL (4500 -6600A)
65 000
Pic du Midi Observatory
2m
MAESTRO (3500-10 000A)
45 000 – 190 000
Терскол
2m
SOPHIE (3870 - 6490A)
<70 000
Haute Provence
1.9 m
Эшелле-спектр
–MPG/ESO 2.2m at La Silla / FEROS
–Звезда с m = 10m, R = 48000, S/N = 100, 15 мин.
–3600 Å - 9200 Å в 40 порядках.
 Почему нужно высокое спектральное разрешение?
R = λ/Δλ > 30 000 - высокое (в звездной спектроскопии),
< 2 000 - низкое

Отношение сигнала к шуму (S/N) зависит от
времени накопления сигнала и яркости звезды.
Звезды в скоплении Ве21,
19m, 10 кпк, S/N ≈ 20.
β Девы, 3.6m, 11 пк
S/N ≈ 200
Спектроскопия далеких объектов
Звезды в NGC 3621 (d = 6.5 Mpc)
#1 V = 21m.4
#9 V = 20m.5
VLT, FORS1 (Focal Reducer/low dispersion Spectrograph)
R = 800, S/N = 50
Спектроскопия высокого временного разрешения
 Equ, V = 4m.7,
Пульсирующая Ap-звезда
Т = 12.3 мин.
Усредненный спектр
(толстая линия)
Наблюдаемый – средний
t = 90 сек.
R = 165000
3.6-м телескоп ESO;
CAT/CES
Спектрополяриметрия в параметрах Стокса V и I
шум
V2129 Oph, K5 (типа T Tau)
Bz= -94±7 G
Pollux, K0IIIb
более 1000 линий
I – интенсивность,
V – круговая поляризация,
Q, U – линейная поляр.
Bz= -0.37±0.05 G
Абсолютный мировой рекорд
прямой регистрации поля
(Auriere et al. 2009)
Космические обсерватории
УФ телескоп им. Хаббла (с 1990 г.):
D = 2.4 м, λ ≥ 1000 Å.
Рентгеновский
телескоп Чандра
(с 2006 г.):
D = 2.4 м,
λ = 1 – 140 Å.
Спектроскопия в широком спектральном диапазоне
Линии Si II
УФ спектр звезды В8, полученный со спутника FUSE
(Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer)
Спектроскопия в широком спектральном диапазоне
Рентгеновский диапазон
Chandra orbiting observatory
Линия Ne IX 13.556 Å у
Капеллы (d = 13 pc)
HEG (High-Energy Grating),
R = 5500
Усредненный спектр в области
E = 1 – 8 keV (1 – 12 Å) и
эмиссия в линии Fe XXV 6.7 keV у
источников в центре Галактики,
ACIS-I (Advanced CCD Imaging
Spectrometer),
E = 50 – 300 эв.
• Звездная спектроскопия и
фундаментальные проблемы астрофизики
1. Химический состав и модель Солнца
Модель Солнца, T(r), ρ(r):
 выработка энергии в ядре,
 лучистый и конвективный
перенос,
непрозрачность зависит от
содержания O, C, Ne, N, ...
О: ~60% всех атомов с Z  3
 уравнение состояния,
 гидростатическое равновесие
Наблюдательная проверка:
гелиосейсмология, c(r)
 солнечные нейтрино
Строение Солнца
(схематически)
строение
Результаты измерения скорости 5-мин. колебаний
Колебания вызываются
звуковыми волнами,
возникающими в турбулентной
конвективной зоне Солнца в
результате флуктуаций
газового давления.
Скорость: метры в секунду,
изменение радиуса: до дес. км.
Красные области – движение
от наблюдателя,
синие –
к наблюдателю.
Анализ гелиосейсмологических
данных дает распределение
плотности и скорости звука
вдоль радиуса (профили).
Сравнение теории и наблюдений
Глубина основания конвективной зоны и
поверхностное содержание Не чувствительны
к содержанию элементов тяжелее Не.
---------------------------------------------основание
конв. зоны
Rcz/Ro
Не
поток
нейтрино
Ysurf теория/набл.
---------------------------------------------Набл.
0.713±0.001
0.249±0.001
---------------------------------------------BS05
Z = 0.0194 0.7138
0.243
0.99±0.02
(Anders&
Grevesse, 1989)
Согласие - в пределах 1-2 σ !
---------------------------------------------Z   mi Ni / 
i 2
теория - наблюдения профилей
скорости звука и плотности
(Bahcall et al. 2005, ApJ 621, L85)
Ревизия содержания O на Солнце связана с уточнением
моделирования атмосферы и формирования линий,
3D+не-ЛТР
Солнце (O I, [O I], OH, Asplund et al. 2004):
log O/H =
-3.34±0.05
Znew = 0.0126
Согласуется с современным содержанием O в окрестностях
Солнца:
м/з среда:
-3.39 ±0.06
(Meyer et al. 1998)
B звезды:
-3.46 ±0.14
(Sofia & Meyer 2001)
Сравнение теории и наблюдений
основание
конв. зоны
Rcz/Ro
Не
поток
нейтрино
Ysurf теория/набл.
---------------------------------------------Набл.
0.713±0.001
0.249±0.001
---------------------------------------------BS05
Z = 0.0194
0.7138
(Anders&
Grevesse, 1989)
0.243
0.99±0.02
Согласие - в пределах 1-2 σ !
---------------------------------------------BS05(AGS)
Z = 0.0126
(Asplund
et al., 2004)
0.7280
0.229
1.00±0.02
Расхождение 15 – 20 σ
----------------------------------------------
теория и наблюдения профилей
скорости звука и плотности
(Bahcall et al. 2005, ApJ 621, L85)
Как согласовать модель Солнца с данными гелиосейсмологии?
Другие химические элементы?
 log C /H = -3.610.05
уменьшилось на 0.1 dex
(C I, [C I], CH, C2 , Asplund et al. 2005, A&A 431, 693)
 Ne - ?
Фотосферный неон не наблюдаем.
- Из соображений нуклеосинтеза: Ne/O = 0.15.
- Измерения эмиссионной линии Ne IX 1248 A:
log Ne/H = -3.89±0.12
(Landi et al. 2007, ApJ 659, 743)
Нужно log Ne/H = -3.71 !
Теория: Ne не может заменить О,
не согласуются профили скорости звука.
Ошибки фотосферного содержания О больше, чем декларируются?
0.15 dex вместо 0.05 dex ?
Моделирование атмосферы? Линий?
2. Проблема происхождения Li
Измерение анизотропии реликтового излучения, 2003, WMAP
Соотношение барионов и фотонов во Вселенной:
η = 6.1  10-10
WMAP+BBN: Li/H = (4.15 – 4.6)  10-10 первичное содержание Li.
Наблюдения звезд гало
Spite plateau
(Spite & Spite 1982, Nature, 297, 483)
среднее: Li/H = 1.66 10-10
(Charbonnel & Primas 2005, A&A
442, 961)
Современное:
Li/H = 19 10-10
Содержание Li в атмосферах самых старых звезд
в 2.5 — 2.7 раза меньше, чем первичное. Почему?
▪ Гравитация + лучистое давление
ведут к разделению химических
элементов (атомная диффузия).
▪ Турбулентное перемешивание
препятствует разделению.
RGB
TOP SGB
bRGB
Наблюдательная проверка
эффективности атомной диффузии.
Шаровое скопление:
- одинаковый начальный химсостав,
- большая шкала времени (13 млрд. лет),
- звезды на разных стадиях эволюции
ГП: эффект будет наблюдаться, если он есть,
КГ: начальный химсостав атмосферы
восстанавливается
Диаграмма цвет — величина
шарового скопления NGC 6397,
[Fe/H] = -2.1
Идея Korn et al. 2006, Nature, 442, 657.
Если атомная диффузия работает, то содержание элементов
у звезд ГП меньше, чем у КГ.
Кроме Li! Он сгорает при Т > 2 млн. К.
▪ Наблюдения:
эффект мал, но измерим!
17% (Са) — 62% (Mg),
Важно!
Точность определения
звездных параметров и
моделирования спектра!
▪ Теория:
возраст 13.5 млрд. лет,
[Fe/H] = -2.1, модель Т6.0
предсказывает
гравитационное осаждение
в согласии с наблюдениями.
Содержание элементов у звезд NGC 6397 и
расчеты атомной диффузии при наличии
турбулентного перемешивания (Korn et al. 2007, ApJ 671, 402).
Если теория верна для Mg, Ca, Ti, Fe, то
нет оснований не верить предсказаниям для Li:
Начальное
содержание
в моделях
модель Т6.0, возраст 13.5 млрд. лет
на стадии ГП: Δlog ε(Li) = -0.25 dex.
Начальное содержание Li
совпадает в пределах ошибки
с первичным содержанием!
▪ Разрешение проблемы
дефицита Li в ранней Галактике.
Содержание Li у звезд NGC 6397
(Korn et al. 2007, ApJ 671, 402)
▪ Важность учета атомной
диффузии при моделировании
звезд и звездной эволюции.
Δt (ГП) = -2 млрд. лет
из-за гравитационного осаждения Не
3. Стратификация редкоземельных элементов в атмосферах звезд
Пульсирующие Ар звезды, roAp (rapidly oscillating)
 переменность
- фотометрическая (~10-3 mag)
- лучевых скоростей линий редкоземельных (РЗ) элементов
Усредненный спектр,
(толстая линия)
Fe I
Nd III
Pr II
Наблюдаемый – средний
R = 165000
3.6-м телескоп ESO;
CAT/CES
 Equ: амплитуды 25 – 800 м/с для линий разных элементов, P = 12.3 мин.
 медленное вращение,
 Equ, Prot = 76 лет
 умеренное магнитное поле,  Equ, B = 4 kG
 для РЗЭ линии разных стадий ионизации дают
разное содержание при классическом ЛТР анализе.
 Equ: log (Nd III – Nd II) = 1.5 dex
31 roAp звезда:
Nd III – Nd II, = 1.5 – 2 dex
Pr III – Pr II
общее свойство !
теория
(ЛТР, Cowley & Bord 1998)
Pr II
Pr III
(ЛТР, Ryabchikova et al. 2004)
Что не так?
- параметры звезды, Тэфф, log g,
- ЛТР
наблюдения
HD 24712: сравнение наблюдаемых и
теоретических (ЛТР и не-ЛТР)
эквивалентных ширин линий
Pr II и Pr III
- Неоднородное распределение элементов по высоте.
Наблюдения: разные Vr.
Механизм: атомная диффузия.
Давление излучения
HD 24712
grad > g
выметает РЗЭ наружу.
[Pr/H] = 5
Пример определения
распределения Pr с глубиной в
атмосфере HD 24712 с учетом
неравновесного формирования
линий Pr II и Pr III.
[Pr/H] = 0
Распределение Pr (эмпирически).
Наблюдаемые и теоретические (ЛТР и не-ЛТР)
эквивалентные ширины линий Pr II и Pr III.
(Mashonkina et al. 2009)
наблюдения