1 / 21

Основы физики звездных атмосфер

Основы физики звездных атмосфер. Людмила Ивановна Машонкин а , Институт астрономии РАН e-mail: lima@inasan.ru 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);

elvis-mccormick
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. Основыфизикизвездныхатмосфер ЛюдмилаИвановнаМашонкина, Институтастрономии РАН e-mail: lima@inasan.ru февраль-март 2013

  2. 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 они существуют. Даже температура их навсегда останется не определенной. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела(цвет – звездная величина,спектр–светимость) Конец 20 века.

  3. Физические характеристики звезды Определяющие: ▪Масса,  = 0.1-100  ▪ химический состав,A = nA/ntot, 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– 106L ▪ Эффективнаятемпература: F = σTeff4, Teff = 3000 – 55000 К L = 4πR2σTeff4 ▪ Ускорение силы тяжести на поверхности, log g = 0 - 14 ▪ Вращение, v sin i= 1 – 300 km/s (Be звезды) ▪ Магнитное поле, B = 0.4– 108Гс (поляры)

  4. Что можно измерить у звезды? ▪ Блеск, m (до начала н.э.) ▪ Расстояние, d (середина 19 в.) ▪ Спектр (1815-1826, Й. Фраунгофер) Угловой диаметр ближайшей звезды:= 0.004 arcsec!! (d = 1.3 пк, R = 700000 км) ▪ Масса,  (ср. 19 в.) ▪ Радиус, R (1920-е) Все физические характеристики звезды – температура, давление, химсостав, скорость вращения, магнитное поле, … - из анализа ее излучения.

  5. Sun, G2 Предмет изучения ♦Формирование излучения звезд. ♦Определение физических характеристик звездиз анализа их наблюдаемых спектров. HD 65810, A1 HD 155806, O7 Спектр в районелинии водорода Hδ 4101 Å у избранных звезд

  6. Содержание курса • Введение. Возможностиспектральныхнаблюдений • Атмосферазвезды. Основныеуравнения. Классическиемоделизвездныхатмосфер. Частныйслучай: сераяатмосфера. 3. Источникинепрозрачности в атмосфере. 4. Формированиеспектральныхлиний. 5. 3D-модели атмосфер. 6. Звездныйветер. 7. Не-ЛТР модели атмосфер. Формированиеспектральныхлиний в неравновесныхусловиях. 10. Определениефизическихпараметровзвезд. 11. Избранныепроблемызвездныхатмосфер: - химическийсоставСолнца; - стратификацияредкоземельныхэлементов в атмосферахзвезд; - химическаяэволюцияГалактики.

  7. 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

  8. Современныевозможности 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

  9. Самые крупные телескопы для спектроскопии Два 10-м телескопа обсерватории У.М. Кека (Гавайи), высота 4145 м. Всего в мире 17 телескопов с D ≥ 6 м, в России – один 6-м телескоп БТА в САО РАН.

  10. Космические обсерватории УФ телескоп им. Хаббла (с 1990 г.): D = 2.4 м,λ≥ 1000 Å. Рентгеновский телескоп Чандра (с 2006 г.): D = 2.4 м, λ = 1 – 140 Å.

  11. Спектрографы с различным диспергирующим элементом Призма, обратная дисперсия: dλ/ds ~ f(α,n) (λ-λ0)2 / F Дифракционная решетка, dλ/ds ~ 1/ (C m F)‏ Спектрограф с эшелле Основная решетка - эшелле, m > 40, + призма (решетка)‏ с перпендикулярной дисперсией.

  12. Эшелле-спектр • 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.

  13. СПЕКТРОГРАФ СПЕКТРАЛЬНОЕ РАЗРЕШЕНИЕ ТЕЛЕСКОП, обсерватория ДИАМЕТР ЗЕРКАЛА ТЕЛЕСКОПА HIRES (3000 - 10000A)‏ 25 000-85 000 Keck 2x9.8 m HRS (3900 -11000A)‏ 15 000-120000 Hobby-Eberly (HET)‏ 9.2 m (eff)‏ CRIRES (10000 - 50000A)‏ 100 000 ESO VLT (UT1)‏ 8.2 m UVES (3000 - 5000A, 4200 -11000A)‏ до 110 000 ESO VLT (UT2)‏ 8.2 m HDS (3000 - 10000A)‏ до 160 000 Subaru‏ 8.2 m NES (3000 – 8000 A, 1500A одновременно)‏ 45 000 БТА 6 m HARPS (3780-5300A, 5330-6910A)‏ 115 000 ESO 3.6 m SARG (3700 -10000A)‏ <144 000 (slicers)‏ TNG 3.6 m ESPaDOnS (спектрополяриметр, 3690 -10480A)‏ 68 000-81 000 CFHT 3.6 m FIES (3700 - 7300A одновременно)‏ < 67 000 NOT 2.5 m NARVAL (4500 -6600A)‏ 65 000 Pic du Midi Observatory 2 m MAESTRO (3500-10 000A)‏ 45 000 – 190 000 Терскол 2 m SOPHIE (3870 - 6490A)‏ <70 000 Haute Provence 1.9 m Спектрографы высокого разрешения

  14. Почему нужно высокое спектральное разрешение? R = λ/Δλ > 30 000- высокое (в звездной спектроскопии), < 2 000 - низкое

  15. 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.

  16. Спектроскопия в широком спектральном диапазоне Линии Si II УФ спектр звезды В8, полученный со спутника FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer)‏

  17. 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.

  18. Спектроскопия слабых объектов Галактика NGC 3621 (d = 6.5 Mпк)‏ В звезды: 20m.5 21m.4 VLT + FORS1(Focal Reducer/low dispersion Spectrograph), R = 800, S/N = 50

  19. Новое направление - мультиобъектная спектроскопия ▪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). ▪ESO, VLT, MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer)‏ панорамный, первый свет в 2012 г.

  20. VLT, MUSE

  21. Параметрызвезд и соотношения Эффективнаятемпература: F = σTeff4, 1500 – 55000 К Светимость: L = 4πR2σTeff4, 10-3 – 106LSun Звездныевеличины видимая: m1 – m2 = -2.5 log E1/E2, ‏ абсолютная: M – m = 5 – 5 log d, абсолютнаяболометрическая:Mbol - MSun = -2.5 log L/LSun Соотношениемасса-светимость: L/LSun = (M/MSun)3.8 дляM > 0.2 MSun

More Related