Современные методы звездной спектроскопии (спецкурс) д.ф.-м.н. Л.И. Машонкина, Институт астрономии РАН февраль-май 2005 Московский государственный университет, - презентация

1 Современные методы звездной спектроскопии (спецкурс) д.ф.-м.н. Л.И. Машонкина, Институт астрономии РАН февраль-май 2005 Московский государственный университет, ГАИШ

2 Предмет Атмосферы звезд (геометрически тонкие: H ~ сотни км; оптически толстые: 1). Формирование излучения. Методы определения физических характеристик звезд из анализа их наблюдаемых спектров. Цели – представление о современном состоянии моделирования звездных атмосфер и вычисления теоретических спектров, о возможностях и проблемах; знакомство с методами анализа наблюдаемых спектров высокого разрешения.

3 Содержание спецкурса Лекции: 24 часа 1. Введение. Какую информацию о звездах можно получить из анализа их наблюдаемых спектров? 2. Вычисление теоретических спектров звезд Проблемы моделирования атмосфер звезд Теоретические модели атмосфер. Предположения и ограничения: геометрия, динамика, термодинамическое состояние газа Классическая задача о построении одномерной, ста т и ческ ой модели атмосферы. Основные уравнения и схема их решения. Источники непрозрачности в атмосферах звезд. Учет покровного эффекта. Функция распределения непрозрачност и. Метод выборочной непрозрачности. Конвективный перенос энергии. Метод полной линеаризации и метод ускоренной – итерации.

4 Содержание спецкурса Программы для расчета моделей атмосфер и теоретических спектров. Точность представления реальных атмосфер Полуэмпирические модели атмосферы Солнца Расширяющиеся, однородные, сферические модели атмосфер звезд Трехмерные гидродинамические модели атмосфер звезд Проблемы моделирования формирования спектральных линий Рассеяние. Механизмы перераспределения по частотам. Полное и частичное перераспределение Формирование спектральных линий в неравновесных условиях Синтетический спектр: уширение линий эффектами давления; изотопические компоненты; сверхтонкая структура линий; влияние магнитного поля на профили линий Формирование линий в движущихся средах (Н.Н. Чугай).

5 Содержание спецкурса 3. Определение физических характеристик атмосфер звезд Фотометрические и спектроскопические методы определения эффективной температуры (Т эфф ) и поверхностного ускорения силы тяжести (g) Определение содержаний химических элементов Методы исследования пространственного распределения физических и химических характеристик в звездных системах (Н.Е. Пискунов). Лабораторные работы: 4 часа Определение фундаментальных параметров атмосферы звезды, Т эфф и g, методом моделей атмосфер.

6 Рекомендуемая литература 1. Михалас Д. Звездные атмосферы. т.1, 2. М.: Мир, Грей Д. Наблюдения и анализ звездных фотосфер. М.: Мир, Сахибуллин Н.А. Методы моделирования в астрофизике. 1. Звездные атмосферы. Казань: Фэн, Stellar Atmosphere Modeling. Proceedings of an International Workshop in Tuebingen, Germany, 8-12 April ASP Conference Ser., vol. 288, Modelling of Stellar Atmospheres. Proceedings of the 210 th IAU Symp. held at Uppsala University, Uppsala, Sweden June Eds. N. Piskunov, W.W. Weiss, D.F. Gray. ASP, 2003

7 Введение Наблюдательные возможности Звездная спектроскопия и фундаментальные проблемы астрофизики

8 Спектроскопия высокого спектрального разрешения Волластон (1802), Фраунгофер ( ) VLT2, UVES (Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph) R = / 60000, S/N 300 HD (V = 9 m.86, d = 59 pc) VLT, FORS1 (FOcal Reducer/low dispersion Spectrograph) R = 800, S/N = 50 Звезды в NGC 3621 (d = 6.5 Mpc) #1 V = 21 m.4 #9 V = 20 m.5

9 Спектроскопия в широком спектральном диапазоне Chandra orbiting observatory HEG (High-Energy Grating), R = 5500 Капелла (d = 13 pc) Ne IX Å; ACIS-I (Advanced CCD Imaging Spectrometer), E = 1 – 8 keV (1 – 12 Å) E = 50 – 300 эв Источники в центре Галактики, усредненный спектр и эмиссия в Fe XXV 6.7 keV

10 Спектроскопия в широком спектральном диапазоне IRTF (3 м, Infrared Telescope Facility), TEXES (Texas Echelon Cross Echelle Spectrograph), R = Процион (d = 3.5 pc) Mg I m;

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

12 Определение массы и возраста 70 Vir по эволюционным трекам Определение фундаментальных параметров звезд: T eff, g, R ( M, L), химический состав, возраст, магн.поле Bernkopf et al. 2001

13 Радиоактивные элементы как космохронометры 232 Th, = Gyr; 238 U, = 4.47 Gyr; t = { log (Th/Eu) 0 - log (Th/Eu) obs } Gyr t = 14.8 { log (U/Eu) 0 - log (U/Eu) obs } Gyr Hill et al [Fe/H] = -2.9

14 Измерение магнитных полей солнечное пятно Участок спектра, Зеемановское расщепление линий

15 Изучение пространственного распределения физических и химических характеристик на поверхности звезд и в звездных системах (Допплеровская томография) V sin i > 20 km/s R > S/N ~ o < i < 70 o

16

17 Параметры и ограничения для теории внутреннего строения звезд log = log N/N H + 12 Содержание тяжелых элементов и модель Солнца 2002, Christensen-Dalsgaard: прекрасное согласие модели Солнца с гелиосейсмологическими данными 2004, 2005, Asplund, Grevesse, Sauval, et al.: ревизия содержания O, C O I, [O I], OH: log (O) = ; Z new = C I, [C I], CH, C 2 : log (C) = Предыдущие определения для Солнца: log (O) 8.7 from O I 7771 (NLTE) Kiselman 1993 = 8.75 from [O I] 6300 Reetz 1998 м/з среда: Meyer et al B звезды: Sofia & Meyer 2001 содержание непрозрачность Т скорость звука теория наблюдения Как решится эта проблема? В модели Солнца log (O) = 8.93, Z old = (Anders & Grevesse, 1989)

18 Механизмы свечения сверхновой SN 2002ic, 244-ый день (тонкая линия) термоядерная сверхновая, Ia, взорвавшаяся во фрагментированной и деформированной оболочке с S/S 0 = 50. Спектр (квазиконтинуум) формируется излучением оболочки и поглощением в линиях элементов железного пика Chugai et al. 2004

19 Содержание легких элементов (Не, Li, Be, B) в атмосферах звезд как тест теории Большого Взрыва Не: Теория первичного нуклеосинтеза: 23 % (по массе) звездного нуклеосинтеза: + 2 % Наблюдения: области H II 23 – 30 % Солнце 26.8 % звезды гало 22 % Ограничение на число типов нейтрино: 4

20 Li: 7 Li abundance is deduced from Big bang nucleosynthesis calculations by taking into account new nuclear physics analyses and WMAP observations. Discrepancy with stellar abundances: systematic uncertainties on the Li abundance, surface alteration of Li in the course of stellar evolution, or poor knowledge of the reaction rates related to 7 Be destruction. Coc et al WMA P WMAP: Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Spite plateau

21 Химический состав звезд и проблема происхождения химических элементов Mg : - процесс, SN II Fe: SN II + SN Ia Eu: r- процесс [Fe/H] Выводы 1)Галактическое Fe: вклады SN II и SN Ia сопоставимы; 2) r- процесс связан с SN II