Теоретические методы звездной спектроскопии

Теоретические методы звездной

спектроскопии (спецкурс)

Людмила Ивановна Машонкина,Институт астрономии РАН

e-mail: lima@inasan.ru раб. тел.: 495-9513980

февраль-май 2012 ГАИШ Московский государственный университет

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.

Спектр Веги (Тэфф = 9550К, log g = 3.95, [Fe/H] = -0.5)

Как получена зависимость цвет – Тэфф ?

Тэфф ?

Характеристики поля излучения: Iν, J ν, F ν

Чернотельное излучение - ?

Как получены MV ?

Бальмеровские линии ?

Hδ?

Почему в спектрах звезд линии – абсорбционные ?

Почему вид спектров такой разный?

Sun, G2

HD 65810, A1

HD 155806, O7

Спектр в районе линии Hδ

у избранных звезд

Предмет

Атмосферы звезд (геометрически тонкие: H ~ сотни км;

оптически толстые: 1).

- Формирование излучения.

- Методы определения физических характеристик звезд по наблюдаемому излучению (спектры, цвета, распределение энергии).

Цели –

представление о современном состоянии моделирования звездных атмосфер и переноса излучения, о возможностях и проблемах;

знакомство с методами анализа наблюдаемых спектров высокого разрешения.

Содержание спецкурса

Лекции: 24 часа 1. Введение. Наблюдательные возможности. Звездная

спектроскопия и фундаментальные проблемы астрофизики.2. Проблемы моделирования атмосфер звезд. 2.1. Теоретические модели атмосфер. Предположения и

ограничения: геометрия, динамика, термодинамическое состояние газа.

2.2. Классическая задача о построении одномерной, статической модели атмосферы.

Основные уравнения. Источники непрозрачности в атмосферах звезд. Учет покровного эффекта. Функция распределения

непрозрачности. Метод выборочной непрозрачности. Метод полной линеаризации и метод ускоренной –

итерации.

Содержание спецкурса

Программы для расчета моделей атмосфер и теоретических спектров.

Точность представления реальных атмосфер. 2.3. Моделирование пульсирующих атмосфер (А.Б.Фокин). 2.4. Полуэмпирические модели атмосферы Солнца. 2.5. Расширяющиеся, однородные, сферические модели

атмосфер звезд. 2.6. Трехмерные гидродинамические модели атмосфер звезд. 3. Моделирования формирования спектральных линий. 3.1. Рассеяние. Механизмы перераспределения по частотам.

Полное и частичное перераспределение. 3.2. Формирование спектральных линий в неравновесных

условиях. 3.3. Синтетический спектр: эффекты давления; изотопические

компоненты; сверхтонкая структура линий; влияние магнитного поля на профили линий.

Содержание спецкурса 3.4. Формирование линий в движущихся средах (Н.Н.Чугай). 4. Определение физических характеристик атмосфер звезд.

4.1. Фотометрические и спектроскопические методы определения эффективной температуры (Тэфф) и

поверхностного ускорения силы тяжести (g).

4.2. Определение содержания химических элементов.

4.3. Методы исследования пространственного распределения физических и химических характеристик в звездных системах (Н.Е. Пискунов – 18 апреля).

Лабораторные работы: 4 часа Определение фундаментальных параметров атмосферы

звезды - Тэфф и g - методом моделей атмосфер.

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. Сахибуллин Н.А. Методы моделирования в астрофизике.

1. Звездные атмосферы. Казань: Фэн, 1997

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

Введение

• Наблюдательные возможности• Звездная спектроскопия и фундаментальные

проблемы астрофизики

Наблюдательные возможности

Требования к спектральным наблюдениям : 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.

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

–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

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.

Спектроскопия далеких объектов

Звезды в NGC 3621 (d = 6.5 Mpc) #1 V = 21m.4 #9 V = 20m.5 VLT, FORS1 (Focal Reducer/low dispersion Spectrograph)

R = 800, S/N = 50

Спектроскопия высокого временного разрешения

Equ, V = 4m.7,

Пульсирующая Ap-звезда

Т = 12.3 мин.

Усредненный спектр (толстая линия)

Наблюдаемый – среднийt = 90 сек.

R = 165000

3.6-м телескоп ESO;

CAT/CES

Спектрополяриметрия в параметрах Стокса V и I

V2129 Oph, K5 (типа T Tau) Bz= -94±7 G

Pollux, K0IIIbболее 1000 линий

Bz= -0.37±0.05 G

Абсолютный мировой рекордпрямой регистрации поля

(Auriere et al. 2009)

I – интенсивность,V – круговая поляризация,Q, U – линейная поляр.

шум

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.

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

Линии Si II

Спектроскопия в широком спектральном диапазоне

Спектроскопия в широком спектральном диапазонеРентгеновский диапазон

Chandra orbiting observatory

Линия Ne IX 13.556 Å у

Капеллы (d = 13 pc)

HEG (High-Energy Grating),

R = 5500

Усредненный спектр в области

E = 1 – 8 keV (1 – 12 Å) и

эмиссия в линии Fe XXV 6.7 keV у

источников в центре Галактики,

ACIS-I (Advanced CCD Imaging Spectrometer),

E = 50 – 300 эв.

• Звездная спектроскопия и

фундаментальные проблемы астрофизики

1. Химический состав и модель Солнца

Модель Солнца, T(r), ρ(r):

выработка энергии в ядре,

лучистый и конвективный перенос,

непрозрачность зависит от содержания O, C, Ne, N, ...

О: ~60% всех атомов с Z 3

уравнение состояния,

гидростатическое равновесие

Наблюдательная проверка:

гелиосейсмология, c(r)

солнечные нейтриностроение

Строение Солнца (схематически)

Результаты измерения скорости 5-мин. колебаний

Красные области – движение от наблюдателя,синие – к наблюдателю.

Колебания вызываются звуковыми волнами, возникающими в турбулентнойконвективной зоне Солнца в результате флуктуаций газового давления.Скорость: метры в секунду,изменение радиуса: до дес. км.

Анализ гелиосейсмологическихданных дает распределениеплотности и скорости звука вдоль радиуса (профили).

Сравнение теории и наблюдений

(Bahcall et al. 2005, ApJ 621, L85)

---------------------------------------------- основание Не поток конв. зоны нейтрино Rcz/Ro Ysurf теория/набл.

----------------------------------------------Набл. 0.713±0.001 0.249±0.001

----------------------------------------------BS05Z = 0.0194 0.7138 0.243 0.99±0.02

(Anders&Grevesse, 1989)

Согласие - в пределах 1-2 σ !----------------------------------------------

теория - наблюдения профилей скорости звука и плотности

Глубина основания конвективной зоны и поверхностное содержание Не чувствительнык содержанию элементов тяжелее Не.

/2

i

ii NmZ

Солнце (O I, [O I], OH, Asplund et al. 2004):

log O/H = -3.34±0.05 Znew = 0.0126

Согласуется с современным содержанием O в окрестностях Солнца:

м/з среда: -3.39 ±0.06 (Meyer et al. 1998)

B звезды: -3.46 ±0.14 (Sofia & Meyer 2001)

Ревизия содержания O на Солнце связана с уточнением

моделирования атмосферы и формирования линий, 3D+не-ЛТР

Сравнение теории и наблюдений

(Bahcall et al. 2005, ApJ 621, L85)

основание Не поток конв. зоны нейтрино Rcz/Ro Ysurf теория/набл.

----------------------------------------------Набл. 0.713±0.001 0.249±0.001

----------------------------------------------BS05Z = 0.0194 0.7138 0.243 0.99±0.02

(Anders& Grevesse, 1989)

Согласие - в пределах 1-2 σ !----------------------------------------------BS05(AGS)Z = 0.0126 0.7280 0.229 1.00±0.02

(Asplund et al., 2004)

Расхождение 15 – 20 σ ----------------------------------------------

теория и наблюдения профилей скорости звука и плотности

log C /H = -3.610.05 уменьшилось на 0.1 dex

(C I, [C I], CH, C2 , Asplund et al. 2005, A&A 431, 693)

Ne - ?

Фотосферный неон не наблюдаем.

- Из соображений нуклеосинтеза: Ne/O = 0.15.

- Измерения эмиссионной линии Ne IX 1248 A:

log Ne/H = -3.89±0.12 (Landi et al. 2007, ApJ 659, 743)

Нужно log Ne/H = -3.71 !

Теория: Ne не может заменить О,

не согласуются профили скорости звука.

Ошибки фотосферного содержания О больше, чем декларируются?0.15 dex вместо 0.05 dex ?

Моделирование атмосферы? Линий?

Как согласовать модель Солнца с данными гелиосейсмологии?Другие химические элементы?

2. Проблема происхождения Li

Наблюдения звезд галоSpite plateau(Spite & Spite 1982, Nature, 297, 483)

среднее: Li/H = 1.66 10-10

(Charbonnel & Primas 2005, A&A 442, 961)

Измерение анизотропии реликтового излучения, 2003, WMAPСоотношение барионов и фотонов во Вселенной: η = 6.1 10-10

WMAP+BBN: Li/H = (4.15 – 4.6) 10-10 первичное содержание Li.

Современное: Li/H = 19 10-10

Идея Korn et al. 2006, Nature, 442, 657.

TOP SGB bRGB

RGB

Содержание Li в атмосферах самых старых звезд в 2.5 — 2.7 раза меньше, чем первичное. Почему?

▪ Гравитация + лучистое давление ведут к разделению химических элементов (атомная диффузия). ▪ Турбулентное перемешивание препятствует разделению.

Наблюдательная проверка эффективности атомной диффузии.

Диаграмма цвет — величинашарового скопления NGC 6397,[Fe/H] = -2.1

Шаровое скопление: - одинаковый начальный химсостав, - большая шкала времени (13 млрд. лет), - звезды на разных стадиях эволюции ГП: эффект будет наблюдаться, если он есть, КГ: начальный химсостав атмосферы восстанавливается

Если атомная диффузия работает, то содержание элементов у звезд ГП меньше, чем у КГ.

Кроме Li! Он сгорает при Т > 2 млн. К.

Содержание элементов у звезд NGC 6397 ирасчеты атомной диффузии при наличии турбулентного перемешивания (Korn et al. 2007, ApJ 671, 402).

▪ Наблюдения:эффект мал, но измерим!17% (Са) — 62% (Mg), Важно! Точность определения звездных параметров и моделирования спектра!

▪ Теория: возраст 13.5 млрд. лет, [Fe/H] = -2.1, модель Т6.0 предсказывает гравитационное осаждениев согласии с наблюдениями.

Содержание Li у звезд NGC 6397 (Korn et al. 2007, ApJ 671, 402)

Начальное содержание в моделях

Если теория верна для Mg, Ca, Ti, Fe, то нет оснований не верить предсказаниям для Li:

модель Т6.0, возраст 13.5 млрд. летна стадии ГП: Δlog ε(Li) = -0.25 dex.

▪ Разрешение проблемы дефицита Li в ранней Галактике.

▪ Важность учета атомной диффузии при моделировании звезд и звездной эволюции.

Δt (ГП) = -2 млрд. лет из-за гравитационного осаждения Не

Начальное содержание Li совпадает в пределах ошибкис первичным содержанием!

3. Стратификация редкоземельных элементов в атмосферах звезд

Пульсирующие Ар звезды, roAp (rapidly oscillating)

переменность

- фотометрическая (~10-3 mag) - лучевых скоростей линий редкоземельных (РЗ) элементов

Усредненный спектр, (толстая линия)

Наблюдаемый – средний

R = 165000

3.6-м телескоп ESO;

CAT/CES

Equ: амплитуды 25 – 800 м/с для линий разных элементов, P = 12.3 мин.

Fe INd III Pr II

для РЗЭ линии разных стадий ионизации дают разное содержание при классическом ЛТР анализе.

Equ: log (Nd III – Nd II) = 1.5 dex

(ЛТР, Cowley & Bord 1998)

31 roAp звезда:

Nd III – Nd II, = 1.5 – 2 dex

Pr III – Pr II общее свойство !

(ЛТР, Ryabchikova et al. 2004)

HD 24712: сравнение наблюдаемых и теоретических (ЛТР и не-ЛТР)эквивалентных ширин линий Pr II и Pr III

Pr III

Pr II

теор

ия

наблюдения

медленное вращение, Equ, Prot = 76 лет

умеренное магнитное поле, Equ, B = 4 kG

Что не так? - параметры звезды, Тэфф, log g, - ЛТР

- Неоднородное распределение элементов по высоте.

Наблюдения: разные Vr.

Механизм: атомная диффузия.

Давление излучения grad > g

выметает РЗЭ наружу.

Пример определения распределения Pr с глубиной в атмосфере HD 24712 с учетом неравновесного формирования линий Pr II и Pr III.

[Pr/H] = 5 [Pr/H] = 0

Распределение Pr (эмпирически).

HD 24712

Наблюдаемые и теоретические (ЛТР и не-ЛТР)эквивалентные ширины линий Pr II и Pr III.

(Mashonkina et al. 2009) наблюдения