1 / 43

2.2. Проблемы моделирования формирования спектральных линий

2.2. Проблемы моделирования формирования спектральных линий. 2.2.1. Рассеяние. Механизмы перераспределения по частотам. Полное и частичное перераспределение. 2.2.2. Формирование спектральных линий в неравновесных условиях.

corydon
Download Presentation

2.2. Проблемы моделирования формирования спектральных линий

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. 2.2. Проблемы моделирования формирования спектральных линий 2.2.1. Рассеяние. Механизмы перераспределения по частотам. Полное и частичное перераспределение. 2.2.2. Формирование спектральных линий в неравновесных условиях. 2.2.3. Синтетический спектр: изотопические компоненты; сверхтонкая структура линий; влияние магнитного поля на профили линий. 2.2.4. Формирование линий в движущихся средах (Н.Н. Чугай).

  2. Основные понятия - профиль поглощения • Сечение поглощения Уширение линий • естественное затухание: время жизни уровня • доплеровское уширение: • уширение эффектами давления: n = 2, 3, 4, 6 в зависимости от типа взаимодействующих частиц • Полное сечение поглощения

  3. Основные понятия Для гармонического затухающего осциллятора: Для приведения в соответствие с квантово-механическими расчетами вводится сила осциллятораfij Связь между атомными параметрами перехода: • Коэффициент излучения, профиль излучения  Излучение при спонтанных переходах – изотропное, при вынужденных имеет угловое распределение I - отрицательное поглощение

  4. •Коэффициент поглощения в линии Поправка за отрицательное поглощение •Функция источников в линии

  5. Профиль коэффициента поглощения лоренцевский профиль  Естественное затухание: Постоянная естественного затухания: Естественная полу-полуширина Для сравнения: - классическаяпостоянная затухания резонансные линии: Ly: субординатные линии: H: (R ~ 10-4 Å)

  6. Доплеровское уширение - доплеровская ширина При максвелловском распределении атомов по скоростям: полуширина Примеры:0 = 5000Å • T = 6000 K, A=56 (Fe): D = 0.02Å •T = 50000 K, A=1 (H): D = 0.5Å t от 0.5 до 15 km/s

  7.  Уширение эффектами давления Резонансное уширение, описываются в Квадратичный эффект Штарка, ударном приближении  Ван дер Ваальсово уширение профиль - лоренцевский Среднее время между столкновениями Проблема – в определении констант взаимодействия Cn

  8. Example: log C6 varies from -31.40 (top), -31.10 (middle), to -30.50 (bottom); the f-value is held constant Solar profile is shown by solid line Fe I 5233

  9. Линейный эффект Штарка H I + pквазистатическое приближение; H I + eударное приближение - в ядре и квазистатическое - в крыльях Vidal, Cooper & Smith (1973):таблицы штарковских профилей Сравнение наблюдений (сплошная линия) и теории VCS (штриховая линия) solar H

  10. Недавние разработки эффектов давления  Линейный эффект Штарка Stehle & Hutcheon (1999, A&AS, 140, 93) - таблицы штарк. профилей  Ван дер Ваальсово уширение Anstee & O’Mara (1995, MNRAS, 276, 859) и серия более поздних статей 0, - параметры, табулируемые в функции neff(low)иneff(up) Solar Ca II8498, 8542 Наблюдения и теория Anstee&O’Mara совпадают! Штриховая линия - приближение Unsold (1955)

  11. Резонансное уширение Barklem et al. (2000, A&A, 363, 1091) Влияние резонансного уширения на профили линий HиH  Квадратичный эффектШтарка серия статейDimitrijevic et al. H H Teff= 5780 K, log g = 4.44 Teff = 7000 K (grey) Штриховая линия: без резонансного уширения

  12. Совместное действие всех уширяющих механизмов u = (- 0)/ D a = /4/ D Линии металлов: профиль поглощения – фойгтовский Пример: NaI 5890 log C4= -15.17; log C6= -31.7; log gf = 0.104- экспериментальные В одной точке солн.атм.:T = 5737 K; Ne = 0.185 1014; N = 0.121 1018 вычисляемR = 0.56 10-4 Å;4 = 0.76 10-5 Å; 6 = 0.17 10-2 Å;D = 0.04 Å; Линии водорода: профиль поглощения – свертка фойгтовскогопрофиля(естественное затухание + резонансное уширение + доплеровское уширение) соштарковским

  13. The Voigt function for various damping parametersa u the Doppler profiles dominate the cores of absorption lines, in the line wings the Lorentz profile is dominant

  14. 2.2.1. Рассеяние. Механизмы перераспределения по профилю линии. Полное и частичное перераспределение Линия формируется в процессах • истинного поглощения/излучения: • рассеяния Резонансные линии: доминирует рассеяние Субординатные линии: Рассеяние –некогерентно (emergent incident)вследствие • конечной ширины уровней; • движений атомов (V2 V1) Возникает дифференциальный доплеровский сдвиг V2 A V1

  15. Функция перераспределения по углам и частотам R(‘,n‘,,n)– совместная вероятность поглощения фотона ‘ с направлением n‘ и переизлучения его в частоте  в направлении n Функция перераспределения, усредненная по углам R(‘,): Вклад рассеяния в коэффициент излучения: В большинстве случаев R(‘,) = R(,‘)

  16. Частные случаи • Когерентное рассеяние Может давать вклад в формирование резонансных линий

  17. 2) Полное перераспределение по профилю линии Никакой корреляции между ‘и: Учитывая симметричность: Если некогерентность обусловлена эффектами давления, можно ожидать полное перераспределение –субординатные линии - средняя интенсивность, усредненная по профилю

  18. 3)Частичноеперераспределение Thomas (1957): Для резонансных линий, в ядре (  3D) доплеровское перераспределение ведет к существенному перераспределению крылья тянутся на несколько Å Полное перераспределение по профилю линии – основная гипотеза при моделировании формирования линий Но! Функция источников в линии – постоянна по профилю

  19. Предельные случаи  Истинное поглощение/излучение: S = B(T) Для сильной линии F(0) ~ B(T0) Линия имеет предельную глубину:  Чистое рассеяние В пределе линия – абсолютно черная

  20. Зависимость Wот числа поглощающих атомов(кривая роста) •niмало (слабые линии) каждый атом может поглощать;  W~ ni поглощение на частотах с maxкоэффициентом поглощения •niтак велико, что поглощаются все фотоны в доплеровском ядре (линия – насыщенная), но мало для заметного поглощения в крыльях •niвелико, поглощение не только в ядре, но и в крыльях (сильная линия) Log W/ Участок насыщения Участок затухания Линейный участок Log abundance

  21. 2.2.2. Формирование спектральных линий в неравновесных условиях ЛТР: детальный баланс во всех переходах J= B > 1 Необходимое условие для отклонений от ЛТР: < 1в континууме и/или линиях Sun Фотосфера: h < 0: J = B (T)  h = 0 –300km J > B (T)для 5000 A J < B (T)для  8000 A

  22. Механизмы отклонений от ЛТР b-f переходы 1. Сверхионизация уровней приJ> Bза порогом ионизации в слоях сthr < 1 2. Сверхрекомбинация уровней приJ< Bза порогом ионизации в слоях сthr < 1 b-b переходы 3. Радиативная накачка возбужденных состояний(j > i) в слоях ссore > 1, wing < 1 bj > bi 4. Опустошение верхнего уровня спонтанными переходами в слоях ссore < 1 bj < bi

  23. Механизмы отклонений от ЛТР Для атомов с Nr << Nelотклонения от равновесного заселения наиболее вероятны:  сверхионизация низковозбужденных уровней(thrв у.-ф.) при thr< 1;  сверхрекомбинация высоковозбужденных уровней(thrв и.-к.) + опустошение верхних уровней при спонтанных переходах Для атомов с Nr Nelконцентрация атомов Nr– равновесная, но населенности возбужденных уровней могут быть неравновеснымив области формирования линий:  радиативная накачка возбужденных состояний;  опустошение верхних уровней при спонтанных переходах

  24. Gehren et al. 2004 bm = Nm/NmLTE Результаты: статистическое равновесие атомов bm = nm(NLTE)/ nm(LTE) отдельных уровней Na I и Al I в солнечной атмосфере Al I Na I log 5000 Na I: b1,2 > 1, NNLTE(Na I) > NLTE(Na I)сверхрекомбинация Al I: bi  1, NNLTE(Al I) < NLTE(Al I)сверхионизация Почему эффекты противоположны?

  25. Ion Level l0 [nm] a0 [MBarn] H I n = 2 364.7 15.84Mg I 3s 1S 162.1 1.18 3p 3Po 251.4 20.00 3p 1Po 375.7 11.95 Al I 3p 2Po 207.1 65.00Si I 3p 3P 152.1 39.16 3d 1Do 168.2 34.49 4s 1So 198.6 33.56Fe I a5D 156.9 4.06 Na I 3s 1S 241.5 0.09 K I 4s 1S 286.0 0.01 Не только величина, но и знак не-ЛТР эффектов зависят от атомной структуры и атомных параметров Ionization edges and threshold photoionization cross-sections: Fe I has a large number of additional bf absorption edges between 200 and 300 nm

  26. Статистическоеравновесие атомов: зависимость от звездных параметров Mashonkina et al. 1999 Gigas 1988 Log bm bm 9500/3.9/-0.5 log 5000 BaII:Sun NNLTE(BaII) = NLTE(BaII) но bi 1 BaII:Vega bi  1 NNLTE(BaII) <NLTE(BaII) сверхионизация

  27. Ионизационное равновесие Не и С в атмосфере звезды 50000/4.0/0 Lanz & Hubeny 2003 He III и C V доминирующие стадии ионизации для своих элементов Сверхионизация всех более низких стадий ионизации    ЛТР  не-ЛТР

  28. Отклонения от ЛТР в спектральных линиях 1) • дляh/kT > 1 bi< 1 ослабление по сравнению с ЛТР bi> 1 усиление по сравнению с ЛТР • еслиh/kT << 1 ослаблениеможет перейти в эмиссию, если bj > bi !

  29. Отклонения от ЛТР в спектральных линиях 2) • дляh/kT > 1 bj > biослабление по сравнению с ЛТР bj < bi  усиление по сравнению с ЛТР

  30. Примеры Sun Observed profile – bold dots; LTE – dotted line; NLTE – solid line  Ori - 12000 /1.75; Observed profile –dots; LTE – dash-dotted line; NLTE – solid line H10 H9 Ba II 6496 Mashonkina & Gehren 2000 Pa13 Pa14 Przybilla et al. 2004

  31. Mg I12 m(6g - 7h)в солнечном спектре В рамках ЛТР линейчатый спектр звезды – абсорбционный ! Log b NLTE – short dashed Carlsson et al. 1992; Zhao et al. (1998) Вынужденное излучение (h/kT < 0.1)при b(7h) > b(6g) эмиссия в ядре I ( = 1) - solid Mg I LTE сверхионизация: bi 1; bi bj

  32. NIII 4634-4640 эмиссия в спектрах O((f))звезд Проблема:почему? NIII 4634-4640(2s23p – 2s23d) – эмиссионная, но 4097(2s23s – 2s23p) – абсорбционная Mihalas (1973): Dielectronic recombination 2s2 NIV  2s2p3d NIII stabilizing transition2s2p3d  2s23d decays2s23d  2s23p 2s23p  2s2p2 результат:b(3d)  b(3p),эмиссия b(3s)  b(3p),абсорбция N IIIhas the particular atomic structure with the singly excited 2s2 nl and doubly excited 2s2p nl states

  33. Влияние на определение параметров атмосфер Teff(метод ионизационного равновесия для О-В звезд) Log g (метод ионизационного равновесия для F-G звезд) Содержания химических элементов ЛТР – светлые символы Не-ЛТР – черные символы Серая полоса – среднее значение и ошибка N IиO Iлинии:NLTE > 1.5 dex Содержания C, N, O  Ori: Teff = 12000 K; log g = 1.75; [Fe/H] = 0. Przybilla et al. 2003

  34. 2.2.3. Синтетический спектр: •изотопические компоненты; •сверхтонкая структура линий; •влияние магнитного поля на профили линий

  35. Изотопическиекомпонентыспектральной линии Относительные содержания изотопов для вещества Солнечной системы: • H : D = 105 : 1 – 1/3 •3He : 4He = 2 10-4 : 1 • 6Li : 7Li = 7.5 : 92.5 • 12C : 13C = 89 : 1 •24Mg : 25Mg : 26Mg = 80 : 10 : 10 • 134Ba : 135Ba : 136Ba : 137Ba : 138Ba = 2.4 : 6.6 : 8 : 11 : 72 • 151Eu : 153Eu = 48 : 52 Изотопические смещения (IS) He I 4921 IS= 0.33 Å; He I6678 IS = 0.50 Å; 6707.920 (6Li) + 6707.756 (7Li)IS = 0.164 Å 4571.096 (24Mg) + 4571.087 (25Mg) + 4571.078 (26Mg)maxIS = 0.018 Å Smith et.al. (1998) HD 84937

  36. Вычисление профиля изотопы A и B с относительными содержаниями XAи XBдают компоненты с0Aи0B  вероятности соответствующих переходов одинаковы Суммарный коэффициент поглощения на : niвычисляетсядляполного содержания элемента

  37. Сверхтонкая структура линий (HFS) Ядра с нечетным числом нуклонов имеют спинI сверхтонкое расщепление уровней: 2I+1компонент приJ > Iили2J + 1компонент приJ < I 175Lu - основной изотоп лютеция HFS компоненты линииLu II5984 HD 217522, R = 80000, UVES Рябчикова 2005

  38. 59Co – основнойизотоп кобальта. ЛинияCo I 6082.43 Åимеет 22 HFS компонента. Сравнение солнечного профиля с теоретическими, рассчитанными с учетом и без учетаHFS . Gehren 2004

  39. Вычисление профиля: HFS компоненты рассчитываются как блендирующие линии IF - относительная интенсивность компонента с 0F 1) Только нечетныйизотоп; Nкомпонентов; 2) Четный Eинечетный изотопыOс относительными содержаниями XEиXO niвычисляетсядля нерасщепленного уровня Солнце,Co I 6082: log -0.035 dex, Солнце, Ba II 4554: log -0.10 dex Для сильных линий неучетHFS ведет к переоценке содержаний до 0.5 dex !

  40. Относительное содержание четных и нечетных изотопов бария из анализа линииBa II 4554 HD 37955370 / 3.82 / -0.64 [Ba/Fe] = 0.02 (BaII 5853, 6496) четные (134Ва, 136Ва, 138Ва) изотопы – 1 компонент; нечетные 135Ва, 137Ва ответственны за HFS, которая описывается двухкомпонентной моделью; четные : нечетные = 82:18 (синяя кривая, солнечная смесь изотопов) = 40:60 (красные кривые, наилучшее описание) W(4554) зависит от отношения четные : нечетные !!! (О – С)×5 Mashonkina 2000

  41. Влияние магнитного поля на профили линий -компоненты -компоненты Уровень с полным моментом J в магнитном поле расщепляется на (2J + 1) зеемановских уровней с M = - J, …, +J иE ~ B g; фактор Ланде: Зеемановские компоненты Излучениелинейно поляризовано  -компоненты:  магнитному полю; M =0; -компоненты:  магнитному полю; M = ±1 Смещение:

  42. Зеемановские компоненты  - угол между B и лучом зр. Относительные интенсивности: Оценка:B = 1 kG,  = 7000 Å, g’ = 1   = 1 km/s T = 10000 KD(Fe) = 2 km/s (22317 Å) (22090 Å) (K2 V) Saar 1988

  43. Влияние магнитного поля на спектр Линия Fe I4923 при разных B  магнитная интенсификация;  зеемановские компоненты Методы измерения магнитных полей: профили,W; поляриметрические наблюдения (параметры Стокса I, Q, U, V)  - 4923.927 Расчеты поляризованного излучения, I Сплошная кривая: дипольное поле, B = 5 kG, i = 90,  = 45, v sin i = 20 km/s; I/Ic Пунктирная: без поля Wade et al. 2001

More Related