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:
Download
Report
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 4R2 F / 4d 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 GMTeff 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
AeEi / 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