1 / 36

Теоретические методы звездной спектроскопии

Теоретические методы звездной спектроскопии. ( спецкурс ) Людмила Ивановна Машонкин а, Институт астрономии РАН e-mail : lima @inasan.ru раб. тел .: 495-9513980 февраль-май 201 2 ГАИШ

lei
Download Presentation

Теоретические методы звездной спектроскопии

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. Теоретические методы звездной спектроскопии (спецкурс) Людмила Ивановна Машонкина, Институт астрономии РАН e-mail: lima@inasan.ru раб.тел.: 495-9513980 февраль-май 2012 ГАИШ Московский государственный университет

  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. Как получена зависимость цвет – Тэфф ? Тэфф ? Характеристики поля излучения: Iν, J ν, F ν Чернотельное излучение - ? Как получены MV ? Спектр Веги(Тэфф = 9550К, log g = 3.95, [Fe/H] = -0.5)

  4. Sun, G2 Бальмеровские линии ? Hδ? Почему в спектрах звезд линии – абсорбционные ? Почему видспектров такой разный? HD 65810, A1 HD 155806, O7 Спектр в районелинии Hδ у избранных звезд

  5. Предмет Атмосферы звезд (геометрически тонкие: H ~ сотни км; оптически толстые:   1). - Формирование излучения. - Методы определения физических характеристик звезд по наблюдаемому излучению (спектры, цвета, распределение энергии). Цели – представление о современном состоянии моделирования звездных атмосфер и переноса излучения, о возможностях и проблемах; знакомство с методами анализа наблюдаемых спектров высокого разрешения.

  6. Содержание спецкурса Лекции: 24 часа • Введение. Наблюдательные возможности. Звездная спектроскопия и фундаментальные проблемы астрофизики. 2. Проблемы моделирования атмосфер звезд. 2.1. Теоретические модели атмосфер. Предположения и ограничения: геометрия,динамика, термодинамическое состояние газа. 2.2. Классическая задача о построении одномерной, статическоймодели атмосферы.  Основные уравнения.  Источники непрозрачности в атмосферах звезд. Учет покровного эффекта. Функция распределения непрозрачности. Метод выборочной непрозрачности.  Метод полной линеаризации и метод ускоренной –итерации.

  7. Содержание спецкурса  Программы для расчета моделей атмосфер и теоретических спектров.  Точность представления реальных атмосфер. 2.3. Моделирование пульсирующих атмосфер (А.Б.Фокин). 2.4. Полуэмпирические модели атмосферы Солнца. 2.5. Расширяющиеся, однородные, сферические модели атмосфер звезд. 2.6. Трехмерные гидродинамические модели атмосфер звезд. 3. Моделирования формирования спектральных линий. 3.1. Рассеяние. Механизмы перераспределения по частотам. Полное и частичное перераспределение. 3.2. Формирование спектральных линий в неравновесных условиях. 3.3. Синтетический спектр: эффекты давления; изотопические компоненты; сверхтонкая структура линий; влияние магнитного поля на профили линий.

  8. Содержание спецкурса 3.4. Формирование линий в движущихся средах (Н.Н.Чугай). 4. Определение физических характеристик атмосфер звезд. 4.1. Фотометрические и спектроскопические методы определения эффективной температуры (Тэфф) и поверхностного ускорения силы тяжести (g). 4.2. Определение содержания химических элементов. 4.3. Методы исследования пространственного распределения физических и химических характеристик в звездных системах (Н.Е. Пискунов – 18 апреля). Лабораторные работы: 4 часа Определение фундаментальных параметров атмосферы звезды - Тэфф и g - методом моделей атмосфер.

  9. 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. Сахибуллин Н.А. Методы моделирования в астрофизике. 1. Звездные атмосферы. Казань: Фэн, 1997 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

  10. Введение • Наблюдательные возможности • Звездная спектроскопия и фундаментальные проблемы астрофизики

  11. Наблюдательные возможности Требования кспектральным наблюдениям :  высокое спектральное разрешение, R = λ/Δλ,  высокое отношение сигнала к шуму, S/N,  широкий спектральный диапазон,  наблюдения слабых объектов. Кривая пропускания земной атмосферы

  12. 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.

  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. 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.

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

  16. 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.

  17. Спектроскопия далеких объектов Звезды вNGC 3621(d = 6.5 Mpc) #1 V = 21m.4 #9 V = 20m.5 VLT, FORS1(FocalReducer/low dispersion Spectrograph) R = 800, S/N = 50

  18. Спектроскопия высокого временного разрешения Equ, V = 4m.7, Пульсирующая Ap-звезда Т = 12.3 мин. Усредненный спектр (толстая линия) Наблюдаемый – средний t= 90 сек. R = 165000 3.6-м телескоп ESO; CAT/CES

  19. Спектрополяриметрия в параметрах Стокса V и I шум V2129 Oph, K5 (типа T Tau) Bz= -94±7 G Pollux, K0IIIb более 1000 линий Bz= -0.37±0.05 G Абсолютный мировой рекорд прямой регистрации поля (Auriere et al. 2009) I – интенсивность, V – круговая поляризация, Q, U – линейная поляр.

  20. 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.

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

  22. Спектроскопия в широком спектральном диапазоне Рентгеновский диапазон Chandra orbiting observatory Линия Ne IX 13.556 Åу Капеллы (d = 13 pc) HEG (High-Energy Grating), R = 5500 Усредненный спектрв области E = 1 – 8keV (1 – 12 Å) и эмиссия в линии Fe XXV 6.7 keV у источников в центре Галактики, ACIS-I (Advanced CCD Imaging Spectrometer), E = 50 – 300 эв.

  23. Звездная спектроскопия и фундаментальные проблемы астрофизики

  24. 1. Химический состав и модель Солнца Модель Солнца, T(r), ρ(r): выработка энергии в ядре,  лучистый и конвективный перенос, непрозрачность зависит от содержания O, C, Ne, N, ... О: ~60% всех атомов с Z  3  уравнение состояния,  гидростатическое равновесие Наблюдательная проверка: гелиосейсмология, c(r)‏ солнечные нейтрино Строение Солнца (схематически)‏ строение

  25. Результаты измерения скорости 5-мин. колебаний Колебания вызываются звуковыми волнами, возникающими в турбулентной конвективной зоне Солнца в результате флуктуаций газового давления. Скорость: метры в секунду, изменение радиуса: до дес. км. Анализ гелиосейсмологических данных дает распределение плотности и скорости звука вдоль радиуса (профили). Красные области – движение от наблюдателя, синие – к наблюдателю.

  26. Сравнение теории и наблюдений Глубина основания конвективной зоны и поверхностное содержание Не чувствительны к содержанию элементов тяжелее Не. ---------------------------------------------- основание Не поток конв. зоны нейтрино Rcz/Ro Ysurf теория/набл. ---------------------------------------------- Набл. 0.713±0.0010.249±0.001 ---------------------------------------------- BS05 Z = 0.0194 0.7138 0.243 0.99±0.02 (Anders& Grevesse, 1989)‏ Согласие - в пределах 1-2 σ ! ---------------------------------------------- теория - наблюдения профилей скорости звука и плотности (Bahcall et al. 2005, ApJ 621, L85)

  27. Ревизия содержания O на Солнце связана с уточнением моделирования атмосферы и формирования линий, 3D+не-ЛТР Солнце (O I, [O I], OH, Asplund et al. 2004): log O/H = -3.34±0.05 Znew = 0.0126 Согласуется с современным содержанием O в окрестностях Солнца: м/з среда: -3.39 ±0.06 (Meyer et al. 1998)‏ B звезды: -3.46 ±0.14 (Sofia & Meyer 2001)‏

  28. Сравнение теории и наблюдений основание Не поток конв. зоны нейтрино Rcz/Ro Ysurf теория/набл. ---------------------------------------------- Набл. 0.713±0.0010.249±0.001 ---------------------------------------------- BS05 Z = 0.0194 0.7138 0.243 0.99±0.02 (Anders& Grevesse, 1989)‏ Согласие - в пределах 1-2 σ ! ---------------------------------------------- BS05(AGS)‏ Z = 0.0126 0.7280 0.229 1.00±0.02 (Asplund et al., 2004)‏ Расхождение 15 – 20 σ ---------------------------------------------- теория и наблюдения профилей скорости звука и плотности (Bahcall et al. 2005, ApJ 621, L85)

  29. Как согласовать модель Солнца с данными гелиосейсмологии? Другиехимические элементы? log C /H = -3.610.05 уменьшилось на 0.1 dex (C I, [C I], CH, C2, Asplund et al. 2005, A&A 431, 693)‏ Ne - ? Фотосферный неон не наблюдаем. - Из соображений нуклеосинтеза: Ne/O = 0.15. - Измерения эмиссионной линии Ne IX 1248 A: log Ne/H = -3.89±0.12(Landi et al. 2007, ApJ 659, 743)‏ Нужно log Ne/H = -3.71 ! Теория: Ne не может заменить О, не согласуются профили скорости звука. Ошибки фотосферного содержания О больше, чем декларируются? 0.15 dex вместо 0.05 dex ? Моделирование атмосферы? Линий?

  30. 2. Проблема происхожденияLi Измерение анизотропии реликтового излучения, 2003, WMAP Соотношение барионов и фотонов во Вселенной: η = 6.110-10 WMAP+BBN:Li/H = (4.15 – 4.6) 10-10 первичное содержание Li. Наблюдения звезд гало Spite plateau (Spite & Spite 1982, Nature, 297, 483)‏ среднее: Li/H = 1.66 10-10 (Charbonnel & Primas 2005, A&A 442, 961)‏ Современное: Li/H = 19 10-10

  31. RGB SGB bRGB TOP Содержание Li в атмосферах самых старых звезд в 2.5 — 2.7 раза меньше, чем первичное. Почему? ▪ Гравитация + лучистое давление ведут к разделению химических элементов (атомная диффузия). ▪ Турбулентное перемешивание препятствует разделению. Наблюдательная проверка эффективности атомной диффузии. Шаровое скопление: - одинаковый начальный химсостав, - большая шкала времени (13 млрд. лет), - звезды на разных стадиях эволюции ГП: эффект будет наблюдаться, если он есть, КГ:начальный химсостав атмосферы восстанавливается Диаграмма цвет — величина шарового скопления NGC 6397, [Fe/H] = -2.1 Идея Korn et al. 2006, Nature, 442, 657.

  32. Если атомная диффузия работает, то содержание элементов у звезд ГП меньше, чем у КГ. Кроме Li! Он сгорает при Т > 2 млн. К. ▪ Наблюдения: эффект мал, но измерим! 17% (Са) — 62% (Mg), Важно! Точность определения звездных параметров и моделирования спектра! ▪ Теория: возраст 13.5 млрд. лет, [Fe/H] = -2.1, модель Т6.0 предсказывает гравитационное осаждение в согласии с наблюдениями. Содержание элементов у звезд NGC 6397 и расчеты атомной диффузии при наличии турбулентного перемешивания (Korn et al. 2007, ApJ 671, 402).

  33. Если теория верна для Mg, Ca, Ti, Fe, то нет оснований не верить предсказаниям для Li: модель Т6.0, возраст 13.5 млрд. лет на стадии ГП: Δlog ε(Li) = -0.25 dex. Начальное содержание в моделях Начальное содержание Li совпадает в пределах ошибки с первичным содержанием! ▪ Разрешение проблемы дефицита Li в ранней Галактике. ▪ Важность учета атомной диффузии при моделировании звезд и звездной эволюции. Δt (ГП) = -2 млрд. лет из-за гравитационного осаждения Не Содержание Li у звезд NGC 6397 (Korn et al. 2007, ApJ 671, 402)‏

  34. 3. Стратификацияредкоземельных элементов в атмосферах звезд Пульсирующие Ар звезды, roAp (rapidly oscillating)‏  переменность - фотометрическая (~10-3 mag)‏ - лучевых скоростей линий редкоземельных (РЗ) элементов Усредненный спектр, (толстая линия)‏ Наблюдаемый – средний R = 165000 3.6-м телескоп ESO; CAT/CES Fe I Pr II Nd III  Equ: амплитуды 25 – 800 м/с для линий разных элементов, P = 12.3 мин.

  35. медленное вращение, Equ, Prot = 76 лет умеренное магнитное поле,  Equ, B = 4 kG для РЗЭ линии разных стадий ионизации дают разное содержание при классическом ЛТР анализе.  Equ: log (Nd III – Nd II) = 1.5 dex (ЛТР, Cowley & Bord 1998) 31 roAp звезда: Nd III – Nd II, = 1.5 – 2 dex Pr III – Pr II общее свойство ! (ЛТР, Ryabchikova et al. 2004)‏ теория Pr II Pr III Что не так? - параметры звезды, Тэфф, log g, - ЛТР наблюдения HD 24712: сравнение наблюдаемых и теоретических (ЛТР и не-ЛТР) эквивалентных ширин линий Pr II и Pr III

  36. - Неоднородное распределение элементов по высоте. Наблюдения: разныеVr. Механизм: атомная диффузия. Давление излученияgrad > g выметает РЗЭ наружу. Пример определения распределения Pr с глубиной в атмосфере HD 24712 с учетом неравновесного формирования линийPr II и Pr III. [Pr/H] = 5 HD 24712 [Pr/H] = 0 РаспределениеPr (эмпирически). Наблюдаемые и теоретические (ЛТР и не-ЛТР) эквивалентные ширины линий Pr II и Pr III. (Mashonkina et al. 2009)‏ наблюдения

More Related