Основы физики звездных атмосфер

Людмила Ивановна Машонкина,Институт астрономии РАН

e-mail: lima@inasan.ru

февраль-март 2013

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (цвет – звездная величина,

спектр – светимость)

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 онисуществуют. Даже температура их навсегда останетсяне определенной.

Конец 20 века.

Физические характеристики звезды

Определяющие: ▪ Масса, = 0.1-100

▪ химический состав, A = nA/n

tot, 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 – 106 L

▪ Эффективная температура: F = σTeff

4, Teff

= 3000 – 55000 К

L = 4πR2σTeff

4

▪ Ускорение силы тяжести на поверхности, log g = 0 - 14 ▪ Вращение, v sin i = 1 – 300 km/s (Be звезды) ▪ Магнитное поле, B = 0.4 – 108 Гс (поляры)

Что можно измерить у звезды?

▪ Блеск, m (до начала н.э.) ▪ Расстояние, d (середина 19 в.) ▪ Спектр (1815-1826, Й. Фраунгофер )

▪ Масса, (ср. 19 в.) ▪ Радиус, R (1920-е)

Угловой диаметр ближайшей звезды: = 0.004 arcsec !!

(d = 1.3 пк, R = 700000 км)

Все физические характеристики звезды –температура, давление, химсостав, скорость вращения,

магнитное поле, … - из анализа ее излучения.

Предмет изучения

♦ Формирование излучения звезд.

♦ Определение физических характеристик звезд из анализа их наблюдаемых спектров.

Sun, G2

HD 65810, A1

HD 155806, O7

Спектр в районе линии водорода H

δ 4101 Å

у избранных звезд

Содержание курса

1. Введение. Возможности спектральных наблюдений

2. Атмосфера звезды. Основные уравнения. Классические модели звездных атмосфер. Частный случай: серая атмосфера.

3. Источники непрозрачности в атмосфере.

4. Формирование спектральных линий.

5. 3D-модели атмосфер.

6. Звездный ветер.

7. Не-ЛТР модели атмосфер. Формирование спектральных линий в неравновесных условиях.

10. Определение физических параметров звезд.

11. Избранные проблемы звездных атмосфер:

- химический состав Солнца;

- стратификация редкоземельных элементов в атмосферах звезд;

- химическая эволюция Галактики.

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

Современные возможности 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

Два 10-м телескопа обсерватории У.М. Кека (Гавайи), высота 4145 м.

Самые крупные телескопы для спектроскопии

Всего в мире 17 телескопов с D ≥ 6 м,в России – один 6-м телескоп БТА в САО РАН.

Космические обсерватории

УФ телескоп им. Хаббла (с 1990 г.): D = 2.4 м, λ ≥ 1000 Å.

Рентгеновскийтелескоп Чандра(с 2006 г.): D = 2.4 м, λ = 1 – 140 Å.

Призма, обратная дисперсия:dλ/ds ~ f(α,n) (λ-λ

0)2 / F

Спектрографы с различным диспергирующим элементом

Дифракционная решетка, dλ/ds ~ 1 / (C m F)

Спектрограф с эшелле

Основная решетка -эшелле, m > 40, + призма (решетка)с перпендикулярнойдисперсией.

– 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.

Эшелле-спектр

2 mТерскол45 000 – 190 000MAESTRO (3500-10 000A)

2 mPic du Midi Observatory65 000NARVAL (4500 -6600A)

3.6 mCFHT68 000-81 000ESPaDOnS (спектрополяриметр, 3690 -10480A)

2x9.8 mKeck25 000-85 000HIRES (3000 - 10000A)

2.5 mNOT< 67 000FIES (3700 - 7300A одновременно)

6 mБТА45 000NES (3000 – 8000 A, 1500A одновременно)

3.6 mTNG<144 000 (slicers)SARG (3700 -10000A)

3.6 mESO 115 000HARPS (3780-5300A, 5330-6910A)

1.9 m Haute Provence<70 000SOPHIE (3870 - 6490A)

8.2 mSubaruдо 160 000HDS (3000 - 10000A)

8.2 mESO VLT (UT2)до 110 000UVES (3000 - 5000A, 4200 -11000A)

8.2 mESO VLT (UT1)100 000CRIRES (10000 - 50000A)

9.2 m (eff)Hobby-Eberly (HET)15 000-120000HRS (3900 -11000A)

ДИАМЕТР ЗЕРКАЛА

ТЕЛЕСКОПА

ТЕЛЕСКОП,обсерватория

СПЕКТРАЛЬНОЕ РАЗРЕШЕНИЕ

СПЕКТРОГРАФ

Спектрографы высокого разрешения

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

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.

УФ спектр звезды В8, полученный со спутника FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer)

Линии Si II

Спектроскопия в широком спектральном диапазоне

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.

Галактика NGC 3621

VLT + FORS1 (Focal Reducer/low dispersion Spectrograph), R = 800, S/N = 50

(d = 6.5 Mпк)

В звезды: 20m.5 21m.4

Спектроскопия слабых объектов

Новое направление - мультиобъектная спектроскопия

▪ ESO, VLT, MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer)

панорамный, первый свет в 2012 г.

▪ 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).

VLT,MUSE

Параметры звезд и соотношения

Эффективная температура: F = σTeff

4, 1500 – 55000 К

Светимость: L = 4πR2σTeff

4 , 10-3 – 106 L

Sun

Звездные величинывидимая: m

1 – m

2 = -2.5 log E

1/E

2,

абсолютная: M – m = 5 – 5 log d,абсолютная болометрическая: M

bol - M

Sun = -2.5 log L/L

Sun

Соотношение масса-светимость: L/LSun

= (M/MSun

)3.8

для M > 0.2 MSun