Основы физики звездных атмосфер
DESCRIPTION
Основы физики звездных атмосфер. Людмила Ивановна Машонкин а , Институт астрономии РАН e-mail: [email protected] фев р ал ь- март 201 3. для 23 000 звезд в окрестностях Солнца (по данным каталогов Hipparcos и Gliese). 1844 г. Огюст Конт (фр. философ); - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Основы физики звездных атмосфер
Людмила Ивановна Машонкина,Институт астрономии РАН
e-mail: [email protected]
февраль-март 2013
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (цвет – звездная величина,
спектр – светимость)
для 23 000 звезд
в окрестностях Солнца
(по данным каталогов
Hipparcos и Gliese).
1844 г. Огюст Конт (фр. философ);Мы ничего не можем узнать о звездах, кроме того что онисуществуют. Даже температура их навсегда останетсяне определенной.
Конец 20 века.
Физические характеристики звезды
Определяющие: ▪ Масса, = 0.1-100
▪ химический состав, A = nA/n
tot, A = Н, He, …, C, N, O, …, Fe,
у большинства звезд - H: 90%, He: 10%, металлы: 0.1%
Производные: ▪ Радиус, R = 0.1-1500 R
▪ Светимость, L = 10-3 – 106 L
▪ Эффективная температура: F = σTeff
4, Teff
= 3000 – 55000 К
L = 4πR2σTeff
4
▪ Ускорение силы тяжести на поверхности, log g = 0 - 14 ▪ Вращение, v sin i = 1 – 300 km/s (Be звезды) ▪ Магнитное поле, B = 0.4 – 108 Гс (поляры)
Что можно измерить у звезды?
▪ Блеск, m (до начала н.э.) ▪ Расстояние, d (середина 19 в.) ▪ Спектр (1815-1826, Й. Фраунгофер )
▪ Масса, (ср. 19 в.) ▪ Радиус, R (1920-е)
Угловой диаметр ближайшей звезды: = 0.004 arcsec !!
(d = 1.3 пк, R = 700000 км)
Все физические характеристики звезды –температура, давление, химсостав, скорость вращения,
магнитное поле, … - из анализа ее излучения.
Предмет изучения
♦ Формирование излучения звезд.
♦ Определение физических характеристик звезд из анализа их наблюдаемых спектров.
Sun, G2
HD 65810, A1
HD 155806, O7
Спектр в районе линии водорода H
δ 4101 Å
у избранных звезд
Содержание курса
1. Введение. Возможности спектральных наблюдений
2. Атмосфера звезды. Основные уравнения. Классические модели звездных атмосфер. Частный случай: серая атмосфера.
3. Источники непрозрачности в атмосфере.
4. Формирование спектральных линий.
5. 3D-модели атмосфер.
6. Звездный ветер.
7. Не-ЛТР модели атмосфер. Формирование спектральных линий в неравновесных условиях.
10. Определение физических параметров звезд.
11. Избранные проблемы звездных атмосфер:
- химический состав Солнца;
- стратификация редкоземельных элементов в атмосферах звезд;
- химическая эволюция Галактики.
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. Засов А.В., Постнов К.А. Общая астрофизика. Фрязино. 2006
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
Современные возможности спектральных наблюдений
Требования: высокое спектральное разрешение, R = λ/Δλ, высокое отношение сигнала к шуму, S/N, широкий спектральный диапазон, наблюдения слабых объектов.
Кривая пропускания земной атмосферы
Два 10-м телескопа обсерватории У.М. Кека (Гавайи), высота 4145 м.
Самые крупные телескопы для спектроскопии
Всего в мире 17 телескопов с D ≥ 6 м,в России – один 6-м телескоп БТА в САО РАН.
Космические обсерватории
УФ телескоп им. Хаббла (с 1990 г.): D = 2.4 м, λ ≥ 1000 Å.
Рентгеновскийтелескоп Чандра(с 2006 г.): D = 2.4 м, λ = 1 – 140 Å.
Призма, обратная дисперсия:dλ/ds ~ f(α,n) (λ-λ
0)2 / F
Спектрографы с различным диспергирующим элементом
Дифракционная решетка, dλ/ds ~ 1 / (C m F)
Спектрограф с эшелле
Основная решетка -эшелле, m > 40, + призма (решетка)с перпендикулярнойдисперсией.
– 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.
Эшелле-спектр
2 mТерскол45 000 – 190 000MAESTRO (3500-10 000A)
2 mPic du Midi Observatory65 000NARVAL (4500 -6600A)
3.6 mCFHT68 000-81 000ESPaDOnS (спектрополяриметр, 3690 -10480A)
2x9.8 mKeck25 000-85 000HIRES (3000 - 10000A)
2.5 mNOT< 67 000FIES (3700 - 7300A одновременно)
6 mБТА45 000NES (3000 – 8000 A, 1500A одновременно)
3.6 mTNG<144 000 (slicers)SARG (3700 -10000A)
3.6 mESO 115 000HARPS (3780-5300A, 5330-6910A)
1.9 m Haute Provence<70 000SOPHIE (3870 - 6490A)
8.2 mSubaruдо 160 000HDS (3000 - 10000A)
8.2 mESO VLT (UT2)до 110 000UVES (3000 - 5000A, 4200 -11000A)
8.2 mESO VLT (UT1)100 000CRIRES (10000 - 50000A)
9.2 m (eff)Hobby-Eberly (HET)15 000-120000HRS (3900 -11000A)
ДИАМЕТР ЗЕРКАЛА
ТЕЛЕСКОПА
ТЕЛЕСКОП,обсерватория
СПЕКТРАЛЬНОЕ РАЗРЕШЕНИЕ
СПЕКТРОГРАФ
Спектрографы высокого разрешения
Почему нужно высокое спектральное разрешение?R = λ/Δλ > 30 000 - высокое (в звездной спектроскопии), < 2 000 - низкое
β Девы, 3.6m, 11 пк S/N ≈ 200
Отношение сигнала к шуму (S/N) зависит от времени накопления сигнала и яркости звезды.
Звезды в скоплении Ве21,19m, 10 кпк, S/N ≈ 20.
УФ спектр звезды В8, полученный со спутника FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer)
Линии Si II
Спектроскопия в широком спектральном диапазоне
Рентгеновские спектры со спутника Chandra
HEG (High-Energy Grating),
R = 5500,
Капелла (G1 III, с хромосферой)
Ne IX 13.556 Å.
ACIS-I (Advanced CCD Imaging Spectrometer),
E = 1 – 8 keV (1 – 12 Å)
δE = 50 – 300 эв,
Источники в центре Галактики,
усредненный спектр и
эмиссия в Fe XXV 6.7 keV.
Галактика NGC 3621
VLT + FORS1 (Focal Reducer/low dispersion Spectrograph), R = 800, S/N = 50
(d = 6.5 Mпк)
В звезды: 20m.5 21m.4
Спектроскопия слабых объектов
Новое направление - мультиобъектная спектроскопия
▪ ESO, VLT, MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer)
панорамный, первый свет в 2012 г.
▪ ESO, VLT, FLAMES (Fibre Large Array Multi Element Spectrograph):
GIRAFFE, 130 объектов, R ~ 10 000 и 25 000,
UVES, 8 объектов, R = 47000.
▪ Гавайи, Keck II, DEIMOS (DEep Imaging Multi-Object Spectrograph).
▪ Gemini North и Gemini South, GMOS.
▪ Subaru, FMOS (Fibre Multi Object Spectrograph)
▪ LAMOST (Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope).
VLT,MUSE
Параметры звезд и соотношения
Эффективная температура: F = σTeff
4, 1500 – 55000 К
Светимость: L = 4πR2σTeff
4 , 10-3 – 106 L
Sun
Звездные величинывидимая: m
1 – m
2 = -2.5 log E
1/E
2,
абсолютная: M – m = 5 – 5 log d,абсолютная болометрическая: M
bol - M
Sun = -2.5 log L/L
Sun
Соотношение масса-светимость: L/LSun
= (M/MSun
)3.8
для M > 0.2 MSun