Transcript 8. Определение физических параметров атмосфер звезд Модельно независимые методы  поверхностное ускорение силы тяжести для спектральнодвойных и затменных двойных R – radius GM d – distance g R2 Проблема:

8. Определение физических
параметров атмосфер звезд
Модельно независимые методы
 поверхностное ускорение силы тяжести для спектральнодвойных и затменных двойных
R – radius
GM
d – distance
g
R2
Проблема: мало таких объектов.
 эффективная температура по измерениям абсолютного
интегрального потока f и углового радиуса  звезды

F   F d  Teff 4
f  4R2 F / 4d 2 ;
  R / d;
0
4
eff
T

f
 2
Проблемы:
Как измерить f ?
Как измерить  ?
Example:
d = 1.3 pc, R = 700000 km
 = 0.004 arcsec !!
Измерения угловых радиусов звезд
Richichi & Percheron (2002): 1625 объектов
Методы: интерферометрия на длинных базах (VLTI, KI);
затмение звезды Луной .
Точность измерений:
Альдебаран, K5III, d = 20 pc
LO
LBI
51 Peg A:
R = 1.138± 0.023 RSun
HD209458 A: R = 1.154± 0.059 RSun
Методы с использованием моделей атмосфер
 поверхностное ускорение силы тяжести – по
измерениям тригонометрического параллакса
4
L
GM GMTeff 4
log
 0.4(M bol,sun - M bol )
g 2 
Lsun
R
L
M – m = 5 – 5 log d = 5 + 5log 
log g / gSun  log M / M Sun  4 logTeff / TSun  0.4(Mbol  Mbol,sun )
Точность:  log g  0.2
Требуются:
для d < 200 pc (Hipparcos)
, Teff ,
2

☼
масса,
BC
Планируется GAIA (2013?),
▪ повышение точности (0.025 mas),
▪ увеличение числа звезд (1 млрд.).
Методы с использованием моделей атмосфер
 Метод и.-к. потоков
(Blackwell & Shallis 1977)
основная идея – в определении углового радиуса по
наблюдениям и.-к. потоков, fIR :  2  f / F  f / F ;
f FIR
T 
 f IR
4
eff
поток, излучаемый звездой, FIR вычисляется
Сравнение угловых
радиусов и температур:
IRFM и
прямые измерения
Средняя точность:
75 K
Ramirez & Melendez 2005
Определение параметров атмосфер звезд
методом моделей атмосфер
Суть – в сравнении наблюдаемых и теоретических спектральных
характеристик (потоки, показатели цвета, профили линий, W)
Фотометрические методы (показатели цвета,
цветовые индексы)
B–V
very
good
bad
Зависимость показателя
цвета B-V от Teff
Кривые спектральной чувствительности
системы UBVRI.
Спектроскопические методы. Теоретическая основа
W ~ ni fij / c
Слабые линии:
gi  Ei / kT
ni  Nr
e
Ur (T )
Nr  NAf (T , Ne)
Nr
W ~ gifij
 AeEi / kT N H /  c
NA
зависят от содержания, температуры, давления
NA   A NH
W ~ v  
2
t
сильные
зависят от
давления
2
t
промежуточной
интенсивности
 Nr
 Ei / kT 
ln
 A gif ij e

 NA

зависят от
1/ 2
W ~ 
1/ 2
 Nr
 Ei / kT 
 A gif ije


 NA

 ~ NH
~ Ne
t
g
Спектроскопические методы
▪ Teff по линиям одного иона, но с разной Eexc,
▪ g или Teff по линиям одного элемента в двух
последовательных стадиях ионизации:
W(атом)/W(ион) ~ g для F и позднее
метод
ионизационного
W(r+1)/W(r) ~ Teff
O-B
равновесия
log g =
4.5
4.0
3.5
Зависимость
W(He I 4471)/ W(He II 4541)
от Teff и g для O звезд
▪ Бальмеровские линии –
индикаторы эффективной температуры при Teff < 8500 K:
ΔTeff ≈ 30 K при S/N ≥ 300
LTE, 1D
Teff = 5700 K
the best fit 
5750 K
5800 K
▪ Бальмеровские линии –
индикаторы ускорения силы
тяжести для горячих звезд.
kc ~ Pe;
Np / NH = F(T)/ Pe ; NH ~ Pe2
l / kc ~ Pe2
H
Сравнение T eff , полученных разными методами
IRFM –
-75 ± 85
uvby-
(Edvardsson et al. 1993)
Бальмеровские линии
(Fuhrmann, 1998)
(Allende Prieto et al. 2004)
(Ramirez & Melendez, 2005)
What are some of the big problems today?
(Landstreet, 2002)
Astrophysical processes still not well understood:
 mechanisms of instabilities in stellar winds;
 mechanisms of coronal heating;
 the role of magnetic fields in creation of complex and timevariable structures; in producing very inhomogeneous chemical
abundances over the surface of Ap stars;
 dust formation.
 Not all problems with granular radiation hydrodynamics have
been solved as yet.
 How best to incorporate the effects of pulsation into atmosphere
models?
Содержание химических элементов
(по линиям на линейном участке кривой роста)
 Содержание одинаково по высоте атмосферы: NX/NH = const
(нет диффузии)
 Абсолютное содержание, NX/NH –
на основе эксперимент. или теоретических gf и параметров
уширения линий.
 Дифференциальный анализ  [X/H]
Солнце (атм.):
64 элемента от Н до Th.
CS 22892-052 (4800/1.5/-3): 53 элемента от Н до Th.
Всего в космосе обнаружены 77 элементов.
Влияние вращения
на профили линий.
 W(non-rot) = W(rot).
 Определяется проекция
на луч зрения – Vrot sin i
5 km/s
36 km/s
25 km/s
140 km/s
Измерения магнитных полей звезд
 Магнитная интенсификация линий
Fe II 4923 в зависимости от величины поля.
Классические модели атмосфер
+ классический перенос излучения
+ зеемановское расщепление
 Поляриметрические наблюдения:
профили параметров Стокса
I – интенсивность излучения,
Q , U – линейная поляризация,
V – круговая поляризация.
Моделирование:
перенос поляризованного излучения,
магнитное поле дипольного характера.
rotation 
axis
B
Расчеты параметра Стокса , I
I/Ic
Dotted line: no magnetic field;
Solid line: B = 5 kG
Wade et al. 2001
Наблюдения профилей
параметров I и V
Расчеты профилей
для лево- и
правополяризованного излучения
и круговой поляризации
Измерения 2000 линий у
HR 1099: двойная К1 + G5,
K1:пятно с B z = 985 ± 270 G.
Сигнал в V увеличен в 25 раз!
Пунктирная кривая –
по 3 линиям.
LSD – least-squares deconvolution.
Суммирует информацию по
многим линиям.
Donati et al. 1997, MNRAS 291, 658