1 / 24

3. Определение физических характеристик атмосфер звезд

3. Определение физических характеристик атмосфер звезд. 3. 1 . Фотометрические и спектроскопические методы определения эффективной температуры и поверхностного ускорения силы тяжести. 3. 2 . Определение содержаний химических элементов.

pilar
Download Presentation

3. Определение физических характеристик 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. 3. Определение физических характеристик атмосфер звезд 3.1. Фотометрические и спектроскопические методы определения эффективной температуры и поверхностного ускорения силы тяжести. 3.2. Определение содержаний химических элементов. 3.3. Методы исследования пространственного распределения физических и химических характеристик в звездных системах (Н.Е. Пискунов).

  2. Модельно независимые методы • поверхностное ускорение силы тяжести для спектрально-двойных и затменных двойных  эффективная температура по измерениям абсолютного интегрального потока f и углового радиуса звезды R – radius d – distance Example: d = 1.3 pc, R = 700000 km = 0.004 arcsec!!

  3. Методы с использованием моделей атмосфер BC вычисляется  эффективная температура - из болометрической величиныMbol MV = mV + 5 – 5 log d(pc); Mbol = MV – BC; log Teff = 0.1 BC –0.1 (mV + 5) –0.5 log  +const • Log g – по измерениям параллаксов Точность:  log g  0.2 для d < 200 pc (Hipparcos) R = d Требуются: Teff , М, BC

  4. Методы с использованием моделей атмосфер • Метод и.-к. потоков(Blackwell & Shallis 1977) основная идея – в определении углового радиуса по наблюдениям и.-к. потоков, fIR : поток, излучаемый звездой,FIRвычисляется Alonso et al. (с 1995): Teff(IRFM) для более, чем 1000 звезд

  5. Определение параметров атмосфер звезд методом моделей атмосфер Суть – в сравнении наблюдаемых и теоретических спектральных характеристик (потоки, показатели цвета, профили линий, W) Фотометрические методы  Наклон Пашеновского континуума,F4000/F7000, c1= (u – v) – (v – b)для А0 и более раннихf(Teff) b-y, B-V, V-KдляF и более поздних Калибровка • теоретические зависимости, построенные по моделям атмосфер • зависимости для звезд с Teff, полученной из модельно независимых методов

  6. Зависимость показателей цвета отTeff Модели атмосфер Kurucz (1992) b – y bad very good Teff c1 B – V bad very good very good bad Teff Teff

  7. Спектроскопические методы. Теоретическая основа Слабые линии: промежуточной интенсивности t сильные~ NH ~ Ne g

  8. Зависимость Wот физических параметров Fипозднее: а)Nr = NA ;линии чувствительны к эффектам давления б) Nr << NA; линии нечувствительны к эффектам давления Nr+1 / Nr = F(T)/Ne ; Nr+1 = NA  Nr = Ne(T); A, B: O: Спектроскопические методы • W(Eexc)/W(E1) ~ Teff • W(ionr)/W(ionr+1) ~ g Fипозднееметод ионизационного W(ionr+1)/W(ionr) ~ Teff O-Bравновесия Для звезд солнечного типа: P ~ g2/3 ;Pe ~ g1/3

  9. ЗависимостьW(He I 4471)/ W(He II 4541)от Teff иg для O звезд Log g = 4.5 4.0 3.5 Log g

  10. III. Определение параметров по Бальмеровским линиям Индикаторыgдля О-В звезд: kc~ Pe; Np / NH = F(T)/Pe ; NH ~ Pe2 l / kc~ Pe2 H H Teff top: Teff = 27000 K, log g = 3.5, 4.0, 4.5; bottom: log g = 4.0, Teff = 21000 K, 240000 K, 27000 K

  11. Бальмеровские линии – индикаторы Teffдля звезд А5 и позднее Точность: ~ 100 К

  12. IV. Крылья сильных линий металлов – индикаторыg K, G, F-звезды: для атомов Nr << NA(Na I 5890; Mg I 5172) l / kc ~  = R + P6+ Pe4~ R + g2/3const + g1/3const Определение log g по линии Mg I 5183 Teff Зависимость W (Mg Ib)отTeff и log g Log g = 3.78 3.98, 4.18 Mg Ib Точность: ~ 0.1 dex

  13. ДиаграммаTeff – log g Teffиlog g определяются с использованием не менее двух спектральных характеристик – индикаторов Teff/ log g. Пример: 10 Lac, O9V 3 пары (log g, Teff) по W(H) 4 пары (log g, Teff) из HeI 4471/HeII 4541 4.5 Log g=4.0 3.5

  14. Examples The different criteria for determining Teff and log g are collected in the corresponding parameter plane with the final stellar parameters obtained from the mean intersection point

  15. rms error = 160 K Systematic discrepance Fuhrmann et al. 1994

  16. Теоретическая зависимость[c1] –Teff(сплошная линия) и Teffполученные методом ионизационного равновесия: He II/He I (черточки) иSi IV/ Si III/ Si II (ромбики) Systematic discrepance of photometric temperatures from spectroscopic: up to 2500 K

  17. Сравнение Log g,спектроскопических (FeI/FeII)и полученныхпо параллаксам(Hipparcos), для избранных холодных звезд  log g(%) Kornet al. 2002 (NLTE calculations)

  18. Микротурбулентная скорость определяется из ее влияния на получаемое по разным линиям содержание элемента: не должно быть корреляции  ~ W [Fe/H] = [Fe/H] (1 km/s) – [Fe/H] ( 3 km/s) Определение содержания Fe у  Vir, G0Vпо линиям Fe II [Fe/H]меняется от 0.2 до 0.7 Результат:t= 3 km/s

  19. Содержание химических элементов  Одинаково по высоте атмосферы:NX/NH = const (нет диффузии)  Абсолютное содержание, X/H – на основе эксперимент. или теоретических gf и параметров уширения линий Дифференциальный анализ [X/H]

  20. Источники ошибок:Наблюдения R ~ 40000, S/N ~ 100 W~10 mÅ HD 6582 Шум,нахождениеуровня локального непрерывного спектра для линии сW= 10 mÅ; глубиной ~ 8% изменение на 1% уровня континуума ведет к изменениюWна 10%. Для типичных значений R и S/N (W) ~ 10 % . Все остальные ошибки – систематические !!!

  21. ProcyonTeff = 6500 K, log g =4.0comparison with model atmosphere calculationsNo external broadening in the theoretical spectrum ? Источники ошибок:Блендирование линий ? 5 lines: Ca I (2); Fe I; Co I (2) Ti II Fe II Ca I Fe II FeII + CaI + FeII

  22. Источники ошибок: параметры атмосферы звезды Изменение содержания элемента при изменении Teff, log g иt для линий, обычно используемых у звезд солнечного типа. 0-пункт:Teff= 5750 K, log g = 4,t = 1 km/s log  Для Teff = 100 K, log g = 0.3,t = 0.5 km/s, суммарная ошибка log = 0.25 dex.

  23. Содержание (Fe/H – 7.51)в атмосфере Солнца по линиям Fe I с использованием моделей Holweger & Müller (1974) и Kurucz (1992) Источники ошибок: тип модели атмосферы Результаты: абсолютные определения (Fe/H) = 7.51дляKurucz (1992), 7.67 дляHolweger & Müller (1974) (Fe/H) = 7.51 метеоритное значение 3D  1D (по вычислениям Nissen et al. 2002, [Fe/H] = -2) линии FeII: log  +0.1dex [OI] 6300: log  = -0.2dex 3D эффекты сильнее для линий, чувствительных к температуре (3D – 1D)

  24. Источники ошибок: модель формирования линии Mashonkina & Gehren 2001 Не-ЛТР поправка к содержанию: NLTE= log  (NLTE) – log  (LTE) (i)О звезды: (Mihalas, 1972-1973) HeNLTE= -0.3dex; Mg -1 dex; Ne -0.7 – -0.85 dex (ii) Ori:Teff = 12000 K; log g = 1.75; для линийN I и O I NLTE > 1.5 dex (Przybilla et al. 2003) Sr II 10327 (iii)Solar profile – dots; NLTE (solid line) and LTE (dashed line) profiles at the same parameters: log  (Sr) = 2.92; t ; C6 NLTE= -0.35dex

More Related