Механизмы физического уширения (увеличения поглощения / излучения) спектральной линии

1. Профиль строго симметричен Механизмы физического уширения (увеличения поглощения/излучения)спектральной линии доплеровское уширение,  естественное затухание,  эффекты давления,  изотопические компоненты;  компоненты сверхтонкой структуры;  зеемановские компоненты (B > 1 кГ). Изменение формы профиля при и после выхода излучения из атмосферы: ▪ уширение вращением, ▪ макротурбулентными движениями; ▪ инструментальное уширение. Общее поглощение в линии не изменяется Межзвездное поглощение: только для линий с основного уровня.

2. Пример описания наблюдаемого спектра (черный) теоретическим (красный)

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

4. Поляриметрические наблюдения: профили параметров Стокса I – интенсивность излучения, Q , U – линейная поляризация, V – круговая поляризация. Pollux, K0IIIb, более 1000 линий (Auriere et al. 2009) + Моделирование: перенос поляризованного излучения, магнитное поле дипольного характера. Расчеты профилей для круговой поляризации , лево- и право-поляризованного излучения.. Pollux:Bz= -0.37±0.05 G

5. Основы физики звездных атмосфер 5. Не-ЛТР модели атмосфер. Формирование спектральных линий в неравновесных условиях. В не-ЛТР модели атмосферы состояние ионизации и возбуждения атомов определяется уравнениями СР: NL - по всем атомам которые решаются совместно с уравнениями переноса:

6. Где следует ожидать отклонения от ЛТР? Sun Условие справедливостиЛТР - детальный баланс в каждом переходе. J= BилиTR=Te Выполняется, если на всех важных для исследуемого атома частотах> 1. < 1в континууме и/или линиях - предпосылка отклонения от ЛТР, т.к.J≠ B Сравнение поля излучения в солн.атмосфере с равновесным: h < 0: J = B (T) h = 0 –300km J > B (T) для  5000 A J < B (T)для   8000 A

7. 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)

8. Gehren et al. 2004 bm = Nm/NmLTE Результаты: статистическое равновесие атомов Атомы/ионыс Nr << Nelв наибольшей степени подвержены отклонениям от равновесного заселения уровней. bm = nm(NLTE)/ nm (LTE) Na I Al I log 5000 b-факторы уровней Na I и Al I в солнечной атмосфере Na I: b1,2 > 1, NNLTE(Na I) > NLTE(Na I)сверхрекомбинация Al I: bi  1, NNLTE(Al I) < NLTE(Al I)сверхионизация Eion (Na I) = 5.1 эв, Eion (Al I) = 6.0 эв. Почему эффекты противоположны?

9. 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

10. Статистическоеравновесие атомов: зависимость от звездных параметров Mashonkina et al. 1999 Gigas 1988 Log bm bm Ba II 9500/3.9/-0.5 BaII Sun log5000 Ba II:NrNel Полнаяконцентрация Nr равновесная:NNLTE= NLTE, но bi 1из-за радиативной накачки;  спонтанных переходов. Ba II:Nr<< Nel Сверхионизация,bi 1 NNLTE(BaII) <NLTE(BaII)

11. 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

12. Отклонения от ЛТР в спектральных линиях 1) Изменение шкалыτν : • h/kT> 1, усиление по сравнению с ЛТР, если,bi> 1, ослабление, еслиbi< 1. • h/kT<< 1, ослаблениеможет перейти в эмиссию, если bj > bi ! Солнечный спектр: Mg I 12 m (6g - 7h) - эмиссия в ядре. Теория: сверхионизацияMg I ведет к b(6g) 1,b(6g) b(7h), эмиссии в ядре. NLTE – short dashed I ( = 1) - solid LTE Carlsson et al. 1992; Zhao et al. (1998)

13. Отклонения от ЛТР в спектральных линиях 2) Отклонение функции источников от функции Планка: • h/kT > 1, усиление или ослабление по сравнению с ЛТР в зависимости от bj / bi Ba II 6496 в солнечном спектре (точки), ЛТР (пунктир), Не-ЛТР (сплошная кривая): усиление вследствие bj < bi и , (Mashonkina&Gehren 2000)

14. Не-ЛТР модели атмосфер: распределение температуры Sun 5780/4.44/0 Vega 9550/3.95/-0.5 ▪ Отклонения от ЛТР малы для солнечной атмосферы, поскольку доминирующий источник непрозрачности – Н־. ▪ Эффект растет с ростом температуры, но не драматично. Hauschildt et al. 1999, программа PHOENIX

15. Не-ЛТР ЛТР:35000/4.0 912 A | УФ спектр LTE Anderson,1985········ LTE Kurucz, 1979 +++ NLTE Anderson,1985 —— NLTE Mihalas, 1972   ▪Непрерывный спектр: не-ЛТР эффекты малы при  > 912A. Важны для далекого УФ, где непрозрачность обусловлена Не и металлами far UV | 504 Å