1 / 18

6 . Трехмерные гидродинамические модели атмосфер звезд

6 . Трехмерные гидродинамические модели атмосфер звезд. Уравнения 3 D моделей атмосфер. σ - тензор вязких напряжений. ●. Искомые функции : T(z,x,y,t), P(z ,x,y,t), v (z,x,y,t), I  (z,x,y,t,  ,  )‏. Диссипация энергии при преодолении вязкости. ●. ●. Радиативный нагрев

daphne
Download Presentation

6 . Трехмерные гидродинамические модели 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. 6. Трехмерные гидродинамические модели атмосфер звезд

  2. Уравнения 3D моделей атмосфер σ - тензор вязких напряжений ● Искомые функции: T(z,x,y,t), P(z ,x,y,t), v(z,x,y,t), I(z,x,y,t,,)‏ Диссипация энергии при преодолении вязкости ● ● Радиативный нагрев и охлаждение ● Уравнение состояния ● вдоль направления(, )‏

  3. Вычислительныйбокс Диаметргранул:1500 - 4000 км; высотафотосферы~ 500 км Примеры (длясолнечнойатмосферы):  Stein & Nordlund (1998):x y z =6000  6000  3800 км z от -2800 до1000 км Дискретизация: 200  200  82 Wedemeyer et al. (2004): 5600  5600  3110 км z от -1400 до1710 км Дискретизация: 140  140  200 Временноеразрешение: 0.1 - 0.2 с. z xy-plane y z = 0для 5000 = 1 x

  4. Лучистый перенос • ЛТР, S = B(T), • непрозрачности: а) Росселандово среднее (Wedemeyer et al. 2004); б) частоты группируются в зависимости от величины коэффициента поглощения. Например, 4 группы = «частоты» (Stein & Nordlund, 1998): континуум; слабые линии; линии умеренной силы; сильные линии. В недавних работах (Ludwig et al. 2008, 2009) — до 15 «частот».

  5. Результаты вычислений для солнечной атмосферы:отклонение давления от гидростат. и скорости в xz-плоскости между гранулами гранула z x Здесь z растет вглубь Stein & Nordlund (1998)‏

  6. Результаты вычислений: распределение температуры T(z) для разных (x,z)‏ Поверхность 5000 = 1. Чем светлее,тем выше T Stein & Nordlund 1998

  7. Результаты вычислений: распределение температуры T() для разных (x,z)‏ Stein & Nordlund 1998 Сравнение T(): 3D (усредненная) (синяя линия), 1D (черная), HM74 (красная)‏ Asplund et al. 2004

  8. Результаты вычислений: распределение температуры Пунктирные линии – изотермы. Сплошная линия - Chromo- sphere Photo- sphere convection zone z-x плоскости для y = 1540 km (a) и 2820 km (b). Конвективная зона: -1400 km < z < 0, Фотосфера: 0 < z < 500 km, средняя хромосфера: 500 km < z < 1710 km Wedemeyer et al. 2004

  9. y Горизонтальная неоднородность температуры в фотосфере и хромосфере y z = 0 (a) z = 250 km (b)‏ y x x z = 750 km (d) z = 1250 km (f)‏ Wedemeyer et al. 2004 Тепловая бифуркация в хромосфере: T ~ 1800 K и T ~ 6000 – 7000 K

  10. Интенсивность выходящего излучения Stein & Nordlund 1998 3 изображения с интервалом 1 мин. Сглаженные в соответствии с пространств. разрешением телескопа Swedish Vacuum Solar telescope 6000 км 18000 км

  11. Asplund et al. 2000 Профили линий в солнечном спектре Solar disk center profile HM model ●  = 1 km/s + RT Теоретические профили для разных (x,y) точек вычислительного бокса Solar disk center profile Solar flux profile 3D, усредненный по боксу и времени (50 мин.) без введения , RT ! FeI 6082 log gf = -3.573 log ε(Fe) = 7.47 1D ●  = 1 km/s ● RT = 2.7 km/s

  12. 7. Звездный ветер Формирование линии в движущейся оболочке наблюдатель Звезда P Cyg– первые наблюдения (конец 19 в.) расширяющейсяоболочки, V = 200 км/с

  13. Наблюдения О-В звезд в УФ a N V 1238.8, 1242.8 a C III 1175, N V 1240, Si IV 1402, C IV 1550 Å: профили типа PCyg a) эмиссия на  0; b) абсорбция смещена в синюю область Терминальные скорости: v = 1500 – 3000 km/s ГП: vesc = 1000-1500 km/s OB I:600 – 900 km/s v> vesc истечение = звездный ветер Ly 1215.7 b b C III 1175.7 C III 1175.7 N V 1238.8, 1242.8 Ly 1215.7 Snow & Morton, 1976: наблюдения Copernicus

  14.  /t = 0 Уравнения стационарного звездного ветра Скорость потери массы Уравнения СР, состояния Искомые функции:T(r), P(r), v(r), I(r,)‏ Radiation source

  15. Механизм поддержания ветра Радиативное ускорение при томсоновском рассеянии: αCam: log L/LSun = 5.79; M/MSun = 31→ gR/g = 0.6 vesc = 770 km/s, ноv= 1550 km/s ! Почему атмосфера αCam нестабильна? Одно только поглощение в континууме не способно создавать силу, которая бы превосходила силу тяжести. Lucy & Solomon (1970): ветер поддерживается давлением излучения в резонансных линиях.

  16. Ветер, порождаемый поглощением в линиях Оценка для одной линии:C IV 1550, Teff = 25000 K, log g ≈ 3. Предположим: Log gR (C IV 1550) = 5.47 + log N(C IV) / NC Допплеровское смещение линии вдоль радиуса gR > g в 300 раз! просветление глубоких слоев повышение темпа передачи импульса Движение может начаться в глубоких слоях

  17. Скорость потери массы: Какой поток массы может поддерживаться излучением звезды? Поток импульса вещества: ▪ Одна линия вблизи max излучения(Fmaxmax F), = 1и ширина Поток импульса излучения: ▪ Все фотоны отдают свой импульс: L/c нижний предел верхнийпредел

  18. Модели стационарного ветра предсказывают профили типа P Cyg. Из сравнения с наблюдениями:

More Related