1 / 17

8 . Определение физических параметров атмосфер звезд

8 . Определение физических параметров атмосфер звезд. Модельно независимые методы. R – radius d – distance. поверхностное ускорение силы тяжести для спектрально-двойных и затменных двойных Проблема : мало таких объектов.

tudor
Télécharger la présentation

8 . Определение физических параметров атмосфер звезд

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 8. Определение физических параметров атмосфер звезд

  2. Модельно независимые методы R – radius d – distance • поверхностное ускорение силы тяжести для спектрально-двойных и затменных двойных Проблема: мало такихобъектов.  эффективная температура по измерениям абсолютного интегрального потокаf и углового радиуса звезды Example: d = 1.3 pc, R = 700000 km = 0.004 arcsec!! Проблемы: Как измерить f ? Как измерить ?

  3. LO LBI Измеренияугловых радиусов звезд Richichi & Percheron (2002): 1625 объектов Методы: интерферометрия на длинных базах (VLTI, KI); затмение звезды Луной . Точность измерений: Альдебаран, K5III, d = 20 pc 51 Peg A: R = 1.138± 0.023 RSun HD209458 A: R = 1.154± 0.059 RSun

  4. Методы с использованием моделей атмосфер поверхностное ускорение силы тяжести – по измерениям тригонометрического параллакса Точность:  log g  0.2 для d < 200 pc (Hipparcos) M – m = 5 – 5 log d = 5 + 5log  Требуются: , Teff , масса, BC 2 Планируется GAIA (2013?), ▪ повышение точности (0.025 mas), ▪ увеличение числа звезд (1 млрд.). ☼ 

  5. Методы с использованием моделей атмосфер • Метод и.-к. потоков(Blackwell & Shallis 1977) основная идея – в определении углового радиуса по наблюдениям и.-к. потоков, fIR : поток, излучаемый звездой,FIRвычисляется Сравнение угловых радиусов и температур: IRFM и прямые измерения Средняя точность: 75 K Ramirez & Melendez 2005

  6. 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 bad very good Зависимость показателя цвета B-VотTeff Кривые спектральной чувствительности системы UBVRI.

  7. Спектроскопические методы. Теоретическая основа Слабые линии: зависят от содержания, температуры, давления промежуточной интенсивности зависят отt сильные зависят от ~ NH давления~ Ne g

  8. Спектроскопические методы ▪Teff полиниям одного иона, но с разной Eexc, ▪g или Teff по линиям одного элемента в двух последовательных стадиях ионизации: W(атом)/W(ион) ~ g дляF ипозднееметод ионизационного W(r+1)/W(r) ~ Teff O-Bравновесия log g = 4.5 Зависимость W(He I 4471)/ W(He II 4541) от Teff иg для O звезд 4.0 3.5

  9. ▪ Бальмеровские линии – индикаторы эффективной температуры при Teff < 8500 K: ΔTeff ≈ 30 K при S/N ≥ 300 LTE, 1D Teff = 5700 K 5750 K 5800 K the best fit 

  10. ▪ Бальмеровские линии – индикаторы ускорения силы тяжести для горячих звезд. kc~ Pe; Np / NH = F(T)/Pe ; NH ~ Pe2 l / kc~ Pe2 H

  11. Сравнение Teff, полученных разными методами IRFM – -75 ± 85 uvby- (Edvardsson et al. 1993) Бальмеровские линии (Fuhrmann, 1998) (Allende Prieto et al. 2004) (Ramirez & Melendez, 2005)

  12. What are some of the big problemstoday?(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 time-variable 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?

  13. Содержание химических элементов(по линиям на линейном участке кривой роста)  Содержаниеодинаково 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.

  14. 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

  15. Измерения магнитных полей звезд  Магнитная интенсификация линий Fe II 4923 в зависимости от величины поля. Классические модели атмосфер + классический перенос излучения + зеемановское расщепление

  16. 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 magneticfield; Solid line: B = 5 kG Wade et al. 2001

  17. Расчеты профилей для лево- и правополяризованного излучения и круговой поляризации Наблюдения профилей параметров I и V Измерения 2000 линий у HR 1099: двойная К1 + G5, K1:пятно с Bz = 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

More Related