Астрофизика введение в астрофизику Лекции 7 -8 Определение

Астрофизика (введение в астрофизику) Лекции 7 -8 Определение температур и радиусов звезд 1. Определение температуры в приближении АЧТ 2. Эффективная температура по моделям звездных фотосфер 3. «Прямой» метод определения Те 4. Понятие об астроклимате 5. Интерферометрические методы определения радиусов звезд 6. Фотометрический радиус звезд

Температуры звезд - энергия, излучаемая АЧТ в единицу времени с единицы площади λmax = 0. 0029 Te Е = σ Т е 4 - полная энергия (λ от 0 до ∞)

Температуры звезд В широком интервале длин волн излучение звезд весьма точно совпадает с функцией Планка, в то время как в области коротких и радио волн спектр имеет нетепловой характер. Для примера приведен спектр Солнца.

Температуры звезд lg Fλ Распределение энергии, полученное в моделях фотосфер звезд с разными температурами показывает, что температурными критериями могут быть: - наклон пашеновского континуума; - величина бальмеровского скачка (λ=3646 А) Te

lgg lg(F 3646+/F 3646 -) Температуры звезд lg (F 4000/F 7000) Наклон пашеновского континуума (на рис. вверху) lg(F 4000/F 7000) – надежный критерий для температур до 104 К, а величина бальмеровского скачка lg(F 3646+/F 3646 -) лучше работает для горячих звезд, поскольку в области температур ниже 104 К величина скачка зависит еще и от ускорения силы тяжести lg g на поверхности звезды.

Температуры звезд Для определения температур по моделям фотосфер необходимы спектральные наблюдения, которые доступны для достаточно ярких звезд. Поэтому для массовых определений температур звезд используются фотометрические критерии – показатели цвета, например, (В-V), который в первую очередь зависит от температуры (и весьма слабо зависит от ускорения и хим. состава). На следующем рисунке представлена калибровка показателя цвета (B-V) по эффективной температуре для звезд главной последовательности. (При этом надо помнить, что цвет должен быть исправлен за межзвездное покраснение света. )

Температуры звезд 40 Температура, тыс. К К - е пп 20 е 10 6 4 -0. 2 0. 0 0. 4 0. 8 (B-V) Калибровка эффективной температуры для звезд ГП

Температуры звезд Если мы имеем возможность получить абсолютный наблюдаемый поток излучения звезды во всем интервале длин волн(болометрический) и независимо определить угловой диаметр звезды, то эффективная температура вычисляется следующим образом: где R – радиус звезды, r – расстояние до нее. Этот метод может считаться прямым.

Радиусы звезд Угловое разрешение в оптическом диапазоне ограничивается не дифракцией и аберрациями, а турбулентностью в атмосфере. Луч, проходя атмосферу, преломляется и отклоняется, причем величина и направление отклонения быстро меняются со временем (10 -1000 Гц). Средний размер неоднородности в атмосфере (радиус когерентности r 0) составляет 5 -15 см. Если диаметр телескопа меньше, то основное искажение заключается в наклоне волнового фронта и изображения звезды колеблется как целое. Большие телескопы создают тысячи подобных изображений, в сумме дающие турбулентный диск.

В лучших климатических условиях турбулентный диск составляет 1"-0. 5". Дифракционный же диск Θ=1. 22λ/d у современных телескопов (d~1 -10 метров) составляет сотые доли угловой секунды, что при отсутствии атмосферы позволило бы напрямую разрешить диски многих звезд (близких и гигантов).

Радиусы звезд За атмосферой падающий волновой фронт в пределах диаметра телескопа является плоским. Атмосфера приводит к образованию «складок» амплитудой в несколько длин волн. Поэтому в фокальной плоскости формируется картина из множества пятен (спеклов), которые возникают благодаря интерференции лучей света, попадающих в фокальную плоскость телескопа от разных участков объектива. Каждое такое пятнышко похоже на дифракционный диск в фокальной плоскости идеального телескопа.

Продолжительные экспозиции в большом диапазоне длин волн приводят к замыванию спеклов: формируется т. н. турбулентный диск (огибающая всех cпеклов α=λ/r 0). Таким образом, спекл-нтерферометрия реализует разрешение телескопа не хуже релеевского λ/d. Спекл-интерферометрические наблюдения позволяют разделить близкие компоненты двойных и измерить угловые радиусы звезд.

Радиусы звезд На предыдущем рисунке 4. 7 видно, что спекл-картины для Бетельгейзе(красный сверхгигант) более размыты, чем для Веги (звезда главной последовательности), а спеклы двойной звезды Капеллы характеризуются некоторой явной упорядоченной структурой. Дальнейшая обработка спекл-картин (аналогооптическое преобразование) позволяет получить численные значения угловых радиусов звезд и расстояний между ними.

Для определения радиусов звезд возможно использование метода покрытия звезд диском Луны. На рисунке показано, как зависит форма кривой затмения звезды диском Луны в зависимости от углового размера звезды. Этот метод также требует монохроматичности излучения, а кроме этого не все звезды закрываются Луной. Радиусы звезд

Радиусы звезд Пространственный интерферометр (Физо, Майкельсон) позволяет увеличить разрешающую способность в направлении линии, соединя-ющей зеркала или телескопы, до величины D λ/D. Объектив d Современные оптические интерферометры состоят из нескольких телескопов (6 х1 м, CHARA; 4 х4 м, VLTI) работающих в ближнем ИКдиапазоне и разнесенных до 500 м. Предельное разрешение достигает 20 -50 микросекунд дуги, что Принципиальная схема двухлучевого интерферометра: A и B - зеркала, C - телескоп позволяет определять не только Внизу показано распределение интенсивности излучения в интерферен-ционной картине от размеры звезд, но и их форму. двух источников.

Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) interferometer Mount Wilson, California

Наблюдения диска звезды альфа Цефея (Альдерамин). Сферические координаты (в миллисекундах дуги) переведены в радиусы Солнца. Подробные данные и их ошибки даны в следующей таблице.

Gravity ( Ra (R Parallaxdarkening ( b Alderamin's (α Cep) Parameters Derived from the Data and Assembled from the Literature Cпектральный тип A 7 IV–V Параллакс (mas). . . 66. 84 ± 0. 49 Масса в массах Солнца 2. 00 ± 0. 15 Индекс металличности ([Fe/H]). . . 0. 09 Большая ось 2 a. R (mas) 1. 625 ± 0. 050 Малая ось 2 b. R (mas) 1. 355 ± 0. 099 Радиус экваториальный (в радиусах Солнца) 2. 62 ± 0. 08 Радиус полярный (в радиусах Солнца) 2. 18 ± 0. 16 Гравитационное потемнение 0. 084 +0. 026 -0. 049 Equatorial velocity (ve) (km s-1). . . 283 ± 19 Critical velocity (vc) (km s-1). . . 342 ± 13

Примеры вопросов коллоквиума 1 Физический смысл звездной величины. Определение абсолютной звездной величины. Для чего она вводится в астрономии? Опишите тригонометрический метод определения расстояний до звезд и его ограничения. Метод определения масс звезд по наблюдениям двойных затменных звезд. Опишите прямой метод определения эффективных температур звезд. Что такое эффективная температура? Физические основы спектральной классификации звезд Диаграмма «температура-светимость» Состав и строение Солнечной системы и т. д.

450 и 550 нм

Относительная распространенность нуклидов lg N (N - число атомов, lg NSi=6) в зависимости от атомной массы по А. Камерону). Изотопы одного и того же элемента (вплоть до Ge) соединены прямыми линиями. Различные символы указывают на основные процессы синтеза нуклидов: - взрывное горение C, O и Si, медленный захват нейтронов (sпроцесс), + - быстрый захват нейтронов (r-процесс), - сравнимый вклад s и r-процессов, - ядерное статистическое равновесие e-процесс). Нуклиды, образующиеся в других процессах, отмечены точками. Штриховой линией соединены обойденные ядра.