6. Трехмерные гидродинамические модели атмосфер звезд. - презентация

1 6. Трехмерные гидродинамические модели атмосфер звезд

2 Уравнения 3D моделей атмосфер Искомые функции: T(z,x,y,t), P(z,x,y,t), v(z,x,y,t), I (z,x,y,t,, ) вдоль направления (, ) σ - тензор вязких напряжений Уравнение состояния Диссипация энергии при преодолении вязкости Радиативный нагрев и охлаждение

3 Вычислительный бокс Диаметр гранул: км; высота фотосферы ~ 500 км Примеры (для солнечной атмосферы): Stein & Nordlund (1998): x y z = км z от до 1000 км Дискретизация: Wedemeyer et al. (2004): км z от до 1710 км Дискретизация: Временное разрешение: с. z x y xy-plane z = 0 для 5000 = 1

4 Лучистый перенос ЛТР, S = B (T), непрозрачности: а) Росселандово среднее (Wedemeyer et al. 2004); б) частоты группируются в зависимости от величины коэффициента поглощения. Например, 4 группы = «частоты» (Stein & Nordlund, 1998): континуум; слабые линии; линии умеренной силы; сильные линии. В недавних работах (Ludwig et al. 2008, 2009) до 15 «частот».

5 Результаты вычислений для солнечной атмосферы: отклонение давления от гидростат. и скорости в xz-плоскости Stein & Nordlund (1998) z x Здесь z растет вглубь гранула между гранулами

6 Результаты вычислений: распределение температуры Stein & Nordlund 1998 T(z) для разных (x,z) Поверхность 5000 = 1. Чем светлее, тем выше T

7 Результаты вычислений: распределение температуры Stein & Nordlund 1998 T( ) для разных (x,z) Сравнение T( ): 3D (усредненная) (синяя линия), 1D ( черная ), HM74 (красная) Asplund et al. 2004

8 Результаты вычислений: распределение температуры z-x плоскости для y = 1540 km (a) и 2820 km (b). Конвективная зона: km < z < 0, Фотосфера: 0 < z < 500 km, средняя хромосфера: 500 km < z < 1710 km Chromo- sphere Photo- sphere convection zone Пунктирные линии – изотермы. Сплошная линия - Wedemeyer et al. 2004

9 Горизонтальная неоднородность температуры в фотосфере и хромосфере z = 0 (a) z = 250 km (b) x x Wedemeyer et al y y y z = 750 km (d) z = 1250 km (f) Тепловая бифуркация в хромосфере: T ~ 1800 K и T ~ 6000 – 7000 K

10 Интенсивность выходящего излучения Stein & Nordlund км 6000 км Swedish Vacuum Solar telescope 3 изображения с интервалом 1 мин. Сглаженные в соответствии с пространств. разрешением телескопа

11 HM model = 1 km/s + RT Solar disk center profile FeI 6082 log gf = log ε(Fe) = D = 1 km/s RT = 2.7 km/s Solar flux profile Solar disk center profile 3D, усредненный по боксу и времени (50 мин.) без введения, RT ! Asplund et al Профили линий в солнечном спектре Теоретические профили для разных (x,y) точек вычислительного бокса

12 7. Звездный ветер наблюдатель Формирование линии в движущейся оболочке Звезда P Cyg– первые наблюдения (конец 19 в.) расширяющейся оболочки, V = 200 км/с

13 Наблюдения О-В звезд в УФ C III 1175, N V 1240, Si IV 1402, C IV 1550 Å: профили типа P Cyg a ) эмиссия на 0 ; b ) абсорбция смещена в синюю область Терминальные скорости: v = 1500 – 3000 km/s ГП: v esc = km/s OB I: 600 – 900 km/s v > v esc истечение = звездный ветер C III N V , Ly a a b b Snow & Morton, 1976: наблюдения Copernicus C III Ly N V ,

14 Уравнения стационарного звездного ветра Radiation source / t = 0 Искомые функции: T(r), P(r), v(r), I (r, ) Скорость потери массы Уравнения СР, состояния

15 Механизм поддержания ветра Радиативное ускорение при томсоновском рассеянии: α Cam: log L/L Sun = 5.79; M/M Sun = 31 g R /g = 0.6 v esc = 770 km/s, но v = 1550 km/s ! Почему атмосфера α Cam нестабильна? Одно только поглощение в континууме не способно создавать силу, которая бы превосходила силу тяжести. Lucy & Solomon (1970): ветер поддерживается давлением излучения в резонансных линиях.

16 Ветер, порождаемый поглощением в линиях Оценка для одной линии: C IV 1550, T eff = K, log g 3. Предположим: Log g R (C IV 1550) = log N(C IV) / N C Допплеровское смещение линии вдоль радиуса g R > g в 300 раз! повышение темпа передачи импульса просветление глубоких слоев Движение может начаться в глубоких слоях

17 Скорость потери массы: Какой поток массы может поддерживаться излучением звезды? Поток импульса вещества: Одна линия вблизи max излучения ( F max max F), = 1 и ширина Поток импульса излучения: Все фотоны отдают свой импульс: L/c нижний предел верхний предел

18 Модели стационарного ветра предсказывают профили типа P Cyg. Из сравнения с наблюдениями: