1 / 46

Основы физики звездных атмосфер

Основы физики звездных атмосфер. 2. Атмосфера звезды. Основные уравнения. Классические модели звездных атмосфер. Частный случай: серая атмосфера. 3. Источники непрозрачности в атмосфере. д.ф.-м.н. Л.И. Машонкин а,

joben
Download Presentation

Основы физики звездных атмосфер

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. Основы физики звездных атмосфер 2. Атмосфера звезды. Основные уравнения. Классические модели звездных атмосфер. Частный случай: серая атмосфера. 3. Источники непрозрачности в атмосфере. д.ф.-м.н. Л.И. Машонкина, февраль-март 2013 Институт астрономии РАН

  2. Атмосферазвезды — слой, откудаприходитнаблюдаемоеизлучение. Протяженность~длина свободного пробега фотонов: h ~ l = 1/χ, χλ = aλni, Например: излучение Солнца в видимом диапазоне связано с Н¯ aλ~ 10-18 см2, N ~ 1014,n (Н¯ )= 1010см-3, h ~ 1000 км, РадиусСолнца = 700000 км.

  3. корона, 1500000 К протуберанец, 10000 К хромосфера, 10000 К фотосфера, 6000 К Пример: солнечная атмосфера •корона (~ солн. радиуса): радиоизлучение, эмиссионные линии Fe XIV, Si VIII, Ni XV и др.‏ • хромосфера (1500 км): далекий УФ, ядра сильных линий(Ca II)‏ •фотосфера (500 км): видимый, ИК, ближний УФ, линии поглощения. Схема

  4. Пример: атмосфера звезды асимптотической ветви гигантов (АВГ) •пульсации, • ударные волны, • звездный ветер, • пылевая оболочка.

  5. Основные понятия Поле излучения • Интенсивность если нет стоков и источников энергии, то Iν не зависит от расстояния • Средняяинтенсивность(0-й момент интенсивности)‏ • Поток (1-й момент интенсивности)‏

  6. Взаимодействие излучения и вещества • 1) Коэффициент поглощения: • aν – на один атом (сечение)‏ • χν– на ед.объем • κν – на ед.массу • 2)Коэффициент излучения:

  7. Основная задача теории звездных атмосфер Определение распределения физических параметров температуры газового давления Модель атмосферы скорости движения напряженности магнитного поля Расчет выходящего излучения

  8. Модели атмосфер. Основные уравнения. Уравнения магнитной газодинамики Какие силы действуют? Уравнение переноса излучения i = 1, …, NL Уравнения кинетического равновесия Нет стоков и источников энергии. Механизмы переноса энергии? Магнитное поле? Источники непрозрачности?

  9. В общем виде задача о моделировании атмосферы звезды пока не решена. Далее будем понимать под атмосферой звезды слои, в которых формируется подавляющая часть интегрального потока. Последующие предположения и ограничения. 1. Механизмы переноса энергии Энергия переносится в атмосфере излучением и конвекцией.

  10. 2. Геометрия. Атмосфера состоит из • плоскопараллельных однородных слоев, если hatm /R << 1. Оценим • сферических однородных слоев, еслиhatm /R < 1 Солнце: H/R = 180/700000 << 1 Белый карлик: 0.25/ 7000 << 1 НЗ: 0.0000016/ 10 << 1 И у всех звезд ГП ! Mira:hatm /R ~ 0.56 Модель с однородными слоями - одномерная (1D).

  11. Насколькооправданопредположениеободнородности?Насколькооправданопредположениеободнородности? Sveden Vacuum Solar Telescope • Звездыклассов M-F • обладают конвективнойзоной. Size of area is ~65000 km • Наблюдения солнечнойгрануляции. • Размерыгранул:~1000 км, • разницатемператур: ~300 К, • вертикальноедвижение: ~1 км/с, • времяжизни: ~10 мин.

  12. •Проявления неоднородности малы в спектре Солнца как звезды • Асимметрия и сдвиги линий в спектре интенсивности Fe I 6082 в спектре центра диска Fe I 6082 в спектре всего диска HM model t= 1.0 km/s + макротурб. Схема образования асимметрии и сдвига линии в неоднородной атмосфере

  13.  Apзвезды: химическаянеоднородностьповерхности, обусловленная, вероятно, наличиеммагнитногополя сложнойконфигурации. Результаты моделирования напряженности и направления магнитного поля для HD 37776 (Kochukhov et al. 2011).  Быстрые ротаторы (Ве звезды).  Тесные двойные отклонение от сферичности + облучение второй звездой.

  14. 3. Динамика Статичные атмосферы (все звезды ГП ~ 90% всех звезд)‏ Движущиеся в режиме стационарного истечения, (А – О сверхгиганты, звездные ветры)‏ Гидродинамические атмосферы с конвекцией (звезды солнечного типа); пульсирующиеатмосферы (цефеиды, …); нестационарное расширение, ударные волны (оболочкиSN)‏

  15. 4. Термодинамика Статистическое равновесие (стационарные атмосферы)‏ Радиативныепроцессы: Ударныепроцессы: bound-free (b-f ) (е-, Н, молекулы)‏ фотоионизация, фоторекомбинацияионизация, рекомбинация автоионизация, диэлектроннаяперезарядка рекомбинация bound-bound (b-b): фотовозбуждение, возбуждение, вынужденноефотодевозбуждение, девозбуждение, спонтанныйпереход Локальные величины ! Нелокальные величины !

  16. Частный случай:полное термодинамическое равновесие (ПТР)‏ •детальныйбаланс в каждом переходе: •равновесное поле излучения: b-b: формулаБольцмана b-f: формулаСаха - статистический вес уровня i - энергия ионизации атома (иона) с уровня i

  17. Локальное термодинамическое равновесие (ЛТР)‏ Концентрации атомов– по формулам Больцмана и Саха при локальных Te и Ne Tion = Texc = Te При каких условиях предположение ЛТР удовлетворительно ? 1) в каждом переходе 2) Jv= Bv (Те) на всех частотах  детальный баланс Условия выполняются в глубоких слоях атмосферы

  18. Классическиемоделиатмосферы:▪ однородные (1D), ▪ статичные,▪ вращение, магнитное поле не влияют на структуру атмосферы. • Плоско-параллельные (ПП) модели: • T, P, Ne - как функции ••геометрическойглубиныz, или •лучевойконцентрацииm, (dm = -dz ) или •Росселандовойоптическойтолщины • Сферические 1D истатическиемодели: • областьприменимостиузкая, т.к.протяженность • почтивсегдасопровождаетсядинамическимиявлениями.

  19. 1. Уравнение переноса излучения  = cos  Поглощение:b-f переходы у всехатомов, ионов, молекул f-f переходы, рассеяние, b-b переходы. не зависит от направления ! Излучение: длятепловыхпроцессов (b-f, f-f)‏, дляизотропного, когерентного рассеяния, длянекогерентногорассеяния. вклад тепловыхпроцессов рассеяния - Функцияперераспределения

  20. Интегрально- дифференциальное уравнение • Оптическаятолщина: τν = ∫χνdz, τвсюдуфункциячастоты Функцияисточников: Sν = ην / χν Для тепловых процессов и когерентного рассеяния • Граничныеусловия • наповерхности: τν= 0, I(0, ) = 0  0 • =облучаемаяатм. • нижняяграница: = τ,I(τ, ) =  0 •  = ∞,

  21. Формальноерешениеуравнеия переноса (для слоя τ1 – τ2): Интенсивность и поток выходящегоизлучения, τ1 = 0, τ2 = ∞. Если определена функция источников, задача решена !

  22. Диффузионноеприближение – асимптотическоерешение • уравненияпереносаприτ >> 1. • •Iизотропноеполе, • •S()  B(T). Величинапотоказависитот градиентатемпературы.

  23. Type log g Main sequence star Sun Supergiants White dwarfs Neutron stars Earth 4.0 .... 4.5 4.44 0 .... 1 ~8 ~15 3.0 • 2.Уравнениегидростатическогоравновесия где Уравнениясохранениячислачастиц и заряда g = const, параметрмодели

  24. Fν = πFν = 4 πHν Потоки: полныйFν астрофизическийFν ЭддингтоновскийHν Сила лучистого давления gR = κmeanσ Teff4/c, ДляТомсоновскогорассеяния: κmean= σe/mH Длястабильнойатмосферы: g > gR. Эддингтоновскаясветимость - предельнаясветимостьдлязвездысостатичнойатмосферой.

  25. 3. Уравнение сохранения энергии Перенос энергии излучением - атмосфера в лучистом равновесии. Teff – параметр модели  Перенос энергии излучением и конвективными движениями. Критерий неустойчивости относительно появления конвекции (К. Шварцшильд)‏ А = 0.4 – 0.1

  26. Вывод критерия Шварцшильда Сила плавучести поддерживает движение, если Е – возмущенный элемент газа; r – окружающий газ (в лучистом равновесии) Предположим: 1) элемент – в равновесии с окружающим газом по давлению; 2) процесс – адиабатический.

  27. r А log 5000 Адиабатический и лучистыйградиенты в атмосфере Солнца Зона ионизации Н: -рост непрозрачности и рост r в диффузионном приближении При τ5000> 1 Конвекция переносит до 90% общего потока. Конвективный перенос энергии важен, если • есть зона ионизации Н; • располагается на  1. Grupp (2004)‏ В звездах F, G и более поздних.

  28. Классическая модель атмосферы звезды:▪ одномерная (1D), чаще всего, плоско-параллельная,▪ статичная,▪.в лучистом (и конвективном) равновесии. Основные уравнения: гидростатического равновесия, лучистого равновесия или лучистого и конвективного равновесия,  переноса излучения,  статистического равновесия, сохранения числа частиц, заряда. Ftot = F + Φconv

  29. [M/H] = log (M/H) - log (M/H)sun Параметрымодели: Tэфф, g, химическийсостав (часто[M/H])‏ Диапазонмоделирования: Тэфф = 900 – 500 000 К log g = 0 – 8 Длястабильнойатмосферы: [M/H] = 0.5 – (-5)‏

  30. Частный случай: Серая атмосфера – атмосфера, в которой коэффициент поглощения не зависит от частоты. χν= χ, τν = τ Введем интегральные величины: J(τ), H, S(τ)‏ Уравнение лучистого равновесия: J(τ) = S(τ)‏ Уравнение переноса: 0-й момент 1-й момент

  31. Решение в приближении Эддингтона • Входящее излучение, μ < 0: I(τ,μ) = Iin(τ)‏ • Выходящее излучение, μ ≥ 0: I(τ,μ) = Iout(τ)‏ • J() = ½ [Iout() + Iin()]; H() = ¼ [Iout() - Iin()]; • K() = 1/6 [Iout() + Iin()]  K() = 1/3 J() • Из 1-ого момента уравнения переноса:K() = H + const • J(0) = ½ Iout(0); H(0) = ¼ Iout(0); K(0) = 1/6 Iout(0) • const = K(0) = 2/3 H • S() = 3 K() = 3H( + 2/3)‏ • Функция источников – • линейная функция оптической глубины. • Точное решение: • S() = 3H( + q()), • q(0) = 1/√3, q(∞) = 0.710.

  32. Используем предположение ЛТР: Sν() = Bν(T), S() = B(T) = σT4/π, T = Teff (3/4  + 1/2)1/4 • σT4/π = 3σTeff4/4π ( + 2/3)‏ Следствия: •T = Teff на τ= 2/3, •S(τ = 2/3) = 4 H = F Поток определяется функцией источников на глубине τ = 2/3.

  33. Росселандово среднее Определим средний коэффициент поглощения так, чтобы 1-й момент уравнения переноса имел одинаковую форму для несерой и серой атмосфер. В глубоких слоях, Kν(τ) ≈ Bν(T) /3

  34. Росселандово среднее В глубоких слоях можно использовать решение для серой атмосферы: ▪Используется в качестве начального распределения при расчете несерой атмосферы. ▪ Используют при моделировании внутреннего строения звезд.

  35. Механизмы непрерывного поглощения в атмосферах звезд: •фотоионизацияH, He I, He II, H-, H2+,металлов; •свободно-свободное (f-f) поглощение ионовH, He, H-, металлов; • • рассеяние (Томсоновское, Рэлеевское); • • Комптоновское рассеяние; • • Поглощение влиниях.

  36. Сечения фотоионизации металлов • Проект Opacity Project • (TOPBASE, • http://vizier.u-strasbg.fr)‏ • Z = 1-14, 16, 18, 20, 26; • Ion = 1-24 Fe I

  37. Поглощение в линиях. -Блокировка излучения в фотометрических полосах (50 Å): с центром для Teff = 5000 K 8000 K 3646 Å 44% 15% 4032 Å30% 10% 5840 Å3% 4% Перераспределение излучения из у-ф в видимый и и-к диапазон Теоретические спектры Солнца без учета линий (сплошная), с учетом линий Н (пунктир), с учетом 57 млн. линий.

  38. Роль разных источников поглощения в зависимости от параметров звезды Низкая концентрация при Т < 7000 K  = 3000 – 10000 Å b-f:H I n = 2, 3, 4; E2 = 10.2 eV; He In = 2, 3, 4; E2 = 19.7 eV; He IIn = 4, 5; E4 = 51 eV; H- ion = 0.76 eV; f-f: Рассеяние: Томсоновское – нужны свободные электроны; Рэлеевское – нужны атомы Н и Не, молекулы. Существует при 4500 < Т < 7000 i0 = 3

  39.  = 3000 – 10000 Å Доминирующие источники. Солнце (Teff = 5780 K): H- • Вега (Teff = 10 000 K): Hb-f • 10 Lac (Teff = 35 000 K): • томсоновское рассеяние и • Hb-f

  40. Ультрафиолет, λthr < 3000 Å Солнце: b-fпоглощение металлов доминирует  HD122563, 4600 / 1.5 / -2.5 Рэлеевское рассеяние доминирует 

  41. Сравнение модельных спектров со спектром АЧТ доминирует H(b-f)‏ Солнце: доминирует Н- (b-f + f-f) Комптон. рассеяние доминирует НЗ: Teff= 2 107 K,log g = 14.2

  42. Точность представления реальных атмосфер1. Солнечный спектр Вклад хромосферы  не-ЛТР ЛТР (Allende Prieto et al. 2003)‏ MAFAGS-OS (Grupp, 2004)

  43. 2. Спектр Веги(Тэфф = 9550К, log g = 3.95, [Fe/H] = -0.5) Вывод Одномерные, статичные модели атмосфер дают успешные предсказания непрерывных и линейчатых спектров для большинства объектов. Hauschildt et al. 1999 (PHOENIX)‏

  44. Потемнение диска к краю I(λ,μ)/I(λ,μ=1)‏ - указывает на рост температуры вглубь, - различно на разных λ, - служит для проверки теоретических моделей. Снимок Солнца. μ = cos θ; μ= 1 для центра диска.

  45. Солнце: потемнение диска к краю, I(λ,μ)/I(λ,μ=1)‏ Наблюдения:Pierce & Slaughter (1977); Pierce et al. (1977) Расчеты:Grupp (2004)‏ Теоретические 1D модели не воспроизводят  потемнение диска к краю на разных длинах волн;  профили линий в спектрах интенсивности, особенно при  < 1 MAFAGS-OS, теоретическая HM74, полуэмпирическая

  46. Примеры. Солнечная атмосфера: • фотосфера - видимый, и.-к., у.-ф. (λ > 1600 Å), протяженность h ~ l = 1/χ, χλ = aλ ni, aλ~ 10-18 см2, N ~ 1014-1017 ni = 1010-1013см-3, h ~ 500 км, H = RgasT/μ g ≈ 180 км. • хромосфера - у.-ф. (λ < 1600 Å), ядра резонансных линий (H, K Ca II), эмиссионные линии (He I 5876 Å), протяженность ~ 1500 км, • корона – радиоизлучение, эмиссионные линии (Fe XIV 5303 Å)‏ протяженность ~ RSun

More Related