Основы физики звездных атмосфер Людмила Ивановна Машонкина, Институт астрономии РАН e-mail: lima@inasan.ru февраль-март 2013. - презентация

1 Основы физики звездных атмосфер Людмила Ивановна Машонкина, Институт астрономии РАН февраль-март 2013

2 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (цвет – звездная величина, спектр – светимость) для звезд в окрестностях Солнца (по данным каталогов Hipparcos и Gliese) г. Огюст Конт (фр. философ); Мы ничего не можем узнать о звездах, кроме того что они существуют. Даже температура их навсегда останется не определенной. Конец 20 века.

3 Физические характеристики звезды Определяющие: Масса, = химический состав, A = n A /n tot, A = Н, He, …, C, N, O, …, Fe, у большинства звезд - H: 90%, He: 10%, металлы: 0.1% Производные: Радиус, R = R Светимость, L = – 10 6 L Эффективная температура: F = σT eff 4, T eff = 3000 – К L = 4πR 2 σT eff 4 Ускорение силы тяжести на поверхности, log g = Вращение, v sin i = 1 – 300 km/s (Be звезды) Магнитное поле, B = 0.4 – 10 8 Гс (поляры)

4 Что можно измерить у звезды? Блеск, m (до начала н.э.) Расстояние, d (середина 19 в.) Спектр ( , Й. Фраунгофер ) Масса, (ср. 19 в.) Радиус, R (1920-е) Угловой диаметр ближайшей звезды: = arcsec !! (d = 1.3 пк, R = км) Все физические характеристики звезды – температура, давление, химсостав, скорость вращения, магнитное поле, … - из анализа ее излучения.

5 Предмет изучения Формирование излучения звезд. Определение физических характеристик звезд из анализа их наблюдаемых спектров. Sun, G2 HD 65810, A1 HD , O7 Спектр в районе линии водорода H δ 4101 Å у избранных звезд

6 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.

7 Рекомендуемая литература 1. Михалас Д. Звездные атмосферы. т.1, 2. М.: Мир, Грей Д. Наблюдения и анализ звездных фотосфер. М.: Мир, Засов А.В., Постнов К.А. Общая астрофизика. Фрязино 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

8 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

9 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.

10 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.

11 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 перпендикулярной дисперсией.

12 –MPG/ESO 2.2m at La Silla / FEROS –Звезда с m = 10 m, R = 48000, S/N = 100, 15 мин. –3600 Å Å в 40 порядках. Эшелле-спектр

13 2 mТерскол – MAESTRO ( A) 2 mPic du Midi Observatory65 000NARVAL ( A) 3.6 mCFHT ESPaDOnS (спектрополяриметр, A) 2x9.8 mKeck HIRES ( A) 2.5 mNOT< FIES ( A одновременно) 6 mБТА45 000NES (3000 – 8000 A, 1500A одновременно) 3.6 mTNG

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

15 β Девы, 3.6 m, 11 пк S/N 200 Отношение сигнала к шуму (S/N) зависит от времени накопления сигнала и яркости звезды. Звезды в скоплении Ве21, 19 m, 10 кпк, S/N 20.

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

17 Рентгеновские спектры со спутника Chandra HEG (High-Energy Grating), R = 5500, Капелла (G1 III, с хромосферой) Ne IX 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.

18 Галактика NGC 3621 VLT + FORS1 (Focal Reducer/low dispersion Spectrograph), R = 800, S/N = 50 (d = 6.5 Mпк) В звезды: 20 m.5 21 m.4 Спектроскопия слабых объектов

19 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 ~ и , UVES, 8 объектов, R = 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).

20 VLT, MUSE

21 Параметры звезд и соотношения Эффективная температура: F = σT eff 4, 1500 – К Светимость: L = 4πR 2 σT eff 4, – 10 6 L Sun Звездные величины видимая: 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/L Sun = (M/M Sun ) 3.8 для M > 0.2 M Sun