6.88M

Category:

physics

Нестационарные явления в звездных атмосферах. (Тема 20)

1.

1.
2.
3.
4.
Звездные ветры
Макротурбуленция
Гелиосейсмология
Пятна на плверхности звезд

Звездные ветры: введение
1. Звездные ветры это истечение частиц (вещества) с поверхности
звезд. Причины истечения могут быть разными.
2. Движение частиц является ускоренным при удалении от звезды.
3. Причины ускорения разные в зависимости от характеристик
звезд.
4. Наиболее важные
параметры звездного
ветра:
- скорость потери
массы при истечении,
она измеряется в
единицах массы
Солнца в год – M
- предельная скорость расширения (на большом удалении от
звезды) – V
- распределение плотности ветра с расстоянием.

3. Звездный ветер на диаграмме Р-Г

Массивные
звезды:
давление
излучения
Холодные
высокосветимые
звезды:
пульсации, пыль
Звезды
солнечного типа:
корональный
ветер

4.

Основные уравнения динамики
звездного ветра (без вывода)
dP
dV
( r ) g ( r ) g rad ( r ) ( r )V ( r )
dr
dr
dP
d
a2
dr
dr
Для начала расширения
звездный ветер должен
приобрести скорость
2
da 2
dV
2
da
выше параболической
a2
dr
r
dr
V dr
скорости звезды.
2
2
2
a
dV
GM
2
a
da
1
V
2 g rad
2
r
dr
V dr
r
P давление в звездном ветре
плотность
Эти уравнения движения
отражают сохранение
момента и стационарность расширения.
g гравитационное ускорение
g rad радиативное ускорение (в линиях)
V скорость расширенияветра
a скорость звука в изотермической среде kT / m ( 1.4)
M масса звезды

5.

Первый частный случай: звездный ветер
образуется за счет преобладания давления
1) Такие ветры образуются, если около звезды имеется горячая
корона (Т~106 K)
2) Для такого ветра grad=0. Тогда в первом уравнении правая часть
изменяет знак в критической точке с расстоянием rc :
(1)
dP
dV
(r ) g (r ) g rad (r ) (r )V (r )
dr
dr
rc
GM
2a 2
3) Если взять Т~1.5*106 K, то скорость звука будет а=160 км / сек.
Тогда положение критической точки будет на
расстоянии rc~3.9R
4) Уравнение (1) имеет 4 разных решения, но
лишь одно решение cоответствует наблюдениям (оно указано стрелкой).
5) Это решение дает следующие параметры
ветра:
M 10 14 M в год
V 500 км/сек

6.

Звездный ветер холодных звезд
У звезд-аналогов Солнца скорость движения вещества – до
200 - 300 км / сек
Величина потери масс в год у звезд-аналогов Солнца ~10-14
масс Солнца.
У красных гигантов скорость движения вещества 20-60 км /сек.
Потеря массы у красных гигантов из-за больших радиусов
(до 100 радиусов Солнца) достаточно высока ~10-6-10-8 масс
Солнца.
Причина расширения это нагрев звездных ветров
за счет механической энергии, генерируемой в
поверхностных слоях конвективными движениями.
Напомним, что конвективная зона у поздних звезд
простирается до поверхности.

7.

Второй частный случай: звездный ветер образуется
за счет преобладания лучевого давления
Напомним, что у горячих звезд нет на поверхности конвекции.
Как результат, в отличие от предыдущего случая нет и нагретой
короны.
1) Для возникновения такого ветра необходимо:
2 4
- большое число фотонов – большая светимость L ~ R Teff горячие сверхгиганты и карлики;
- большое число линий (~104-105), находящихся в области
максимума излучения;
- наличие пылевых частиц (не обязательно).
2) Для горячих звезд скорость звука мала: а=20 км / сек. Поэтому
роль газового давления будет второстепенна.
2) Радиативный импульс химических элементов, у которых есть
соответствующие линии, заставляет эти элементы двигаться
вверх.
3) За счет столкновений с обильными атомами (Н и Не) эти
атомы также начинают двигаться вверх.

8.

Звездный ветер горячих звезд
Скорость движения вещества – до 2000 км / сек
Величина потери масс в год 10-4 масс Солнца
Причина расширения:
- конвекция не может быть механизмом, так как конвективная
зона у горячих звезд лежит глубоко и поэтому нет механизма
нагрева вещества верхних слоев;
- газовое давление не может быть
превысить гравитационное, так как
звездные ветры имеют место при
температурах, близких к температуре поверхности звезды;
- при высоких температурах имеется
мощный поток излучения, который
создает сильное световое давление
на атомы, особенно это давление
велико при поглощении в спектральных линиях.

9.

Спектр звезды Pup
(сверхгигант О4 со звездным ветром)
Длина волны (А)
Характерные профили линий типа P Cyg обозначены
овалом.

10.

Типичный вид профиля P Cyg
Линия CIV 1550 A
1) Наличие максимума эмиссии на «обычной» (несмещенной) длине
волны.
2) Наличие эмиссии в красной стороне профиля.
3) Наличие абсорбционной компоненты в синей части профиля.
4) Исчезновение абсорбционной компоненты на определенной
длине волны.

11.

Как образуется линия
типа P Cyg ?
Основная модель: звездный ветер
расширяется изотропно со скоростью
расширения от 0 (на поверхности
звезды) до V ( на удалении от
звезды).
Непрерывный спектр (розовая линия
на профиле):
Непрерывный спектр возникает в
атмосфере звезды, проходит через
зоны А и А’ без поглощения (кроме
поглощения в линиях)
Линия поглощения (синии линии):
1) В области А и А’ происходит рассеяние (поглощение) в линиях на
ионах.
2) Это рассеяние (поглощение) в
интервале от ν0 (это соответствует
областям ветра около атмосферы
звезды) до νm (это соответствует
допплеровскому смещению от областей ветра, удаленных от звезды).j
3) В итоге схематически имеем
прямоугольный профиль (см. рис.
слева)

12.

Как образуется линия
типа P Cyg ?
Область В содержит ионы, которые
переизлучают в линии энергию
континуума, часть этой энергии
направлена в сторону к наблюдателю.
Так как эта область ветра преимущественно движется к наблюдателю, то в результате, появляется
эмиссия в профиле синей части
профиля (см. зеленую линию)
Область С содержит вещество, которое преимущественно движется от
наблюдателя.Это веществе
рассеивает кванты,
часть из которых могут быть
направлены к наблюдателю. В
Результате появляется эмиссия с
красной стороны профиля (см.
красную линию).
Итоговый профиль показан на нижнем рисунке. Он воспроизводит
Основные характеристики линий типа
P Cyg.

13.

Диагностика звездного ветра
по профилю типа P Cyg (1)
1) Определение предельной скорости
расширения
- измеряем предельную «синюю»
частоту νm абсорбционной
компоненты;
- тогда скорость определяется по формуле:
m 0
Vm
c
0
- следует отметить, что если число атомов, создающих линию,
мало на больших расстояниях от звезды, то не обязательно, что
Vm V
.

14.

Диагностика звездного ветра
по профилю типа P Cyg (2)
2) Определение концентрации атомов,
создающих линию.
Для этого применяется синтетический
метод: используя теорию образования
линий в звездном ветре
линий в движущихся средах( мы эту
теорию не даем, на следующем слайде лишь опишем основные
подходы) и варьируя концентрацию атомов, добиваемся согласие
теоретического и наблюдательного профилей.
Для такой диагностики следует использовать ненасыщенные линии,
то есть такие линии, у которых профиль не достигает нулевой
отаточной интенсивности.
3) Установление закона расширения.
Для этой цели следует использовать насыщенные линии. Варьируя
разные законы поведения скорости от расстояния, можно достичь
согласия в теоретических и наблюденных профилях.

15.

Основные подходы в теории
образования линий в движущихся атмосферах
Первый подход – решается уравнение переноса в системе
координат, связанная с наблюдателем.
Достоинство метода: возможность анализа сложных скоростей
движения среды и многомерные структуры.
Недостаток метода: метод применим при скоростях движения,
больших тепловых скоростей лишь в несколько раз.
Второй подход- решается уравнение переноса в системе
координат, сопутствующей движению.
Достоинство метода: применимость к большим скоростям
движения и с большими градиентами, что важно для изучения
звездных ветров горячих звезд.

16.

Основные характеристики
горячих звезд со звездными ветрами
Солнце
Голубые и белые А-О гиганты
1
10…100
Тeff
5570
104 (А)…5*104
Радиус (R )
1
1
4.83
106
10…200(А)
105…106
-6…-9(А)
8000(А)…40000
10-14
500
10-4
10-6…10-5
200(А)…3000
90%
Масса (М )
Светимость(L )
MV
Температура ветра
Скорость потери массы(М /год)
Предельная скорость (км/сек)
Полная потеря массы звезды

17.

NGC7635: «Пузырь», образованный
звездным ветром около звезды
BD+602522 (O6.5IIIf)
Звездный ветер у Wolf-Rayet WR224
звезды. Эта звезда находится в
туманности M1-67 диаметром в 1000 а.е.
Видно, что ветер имеет неоднородную
структуру.

18.

Горячие звезды имеют большие
скорости вращения. При комбинации
скоростей вращения и расширения
около звезды может образоваться
диск.

19.

Звездные ветры в двойных системах
1) Горячие и массивные звезды (например, WR-звезды) часто
бывают двойными.
2) WR-звезды имеют очень массивные звездные ветры.
3) Вторая звезда также имеет звездный ветер, но менее массивный.
4) Столкновение двух ветров приводит к более сложной структуре
ветров.
Пример: система
V444 Cygni:
WN5+O6III-V
- ветер WR-звезды
сильнее ветра
спутника
-ветер от WRзвезды останавливается около
ударной волны
вблизи поверхности О-звезды

20.

Для интересующихся
более подробно

21.

Радиационное ускорение частиц ветра (1)
звезда
1) Фотосфера звезды выделяет энергию в
широком диапазоне длин волн.
2) Через одно-два взаимодействия c части- цами
(ионами) ветра фотоны происходит
поглощение фотона и они передают часть
своего импульса частицам (ионам) – см.
нижнюю часть рисунка.
3) Так как фотоны образуются в лежащей ниже
фотосфере , то ионы двигаются радиально от
звезды.
4) Через 10-8 сек происходит преход с верхнего
уровня и происходит излучение. При этом ион
также приобретает импульс в противоположном направлении от излученного кванта.
5) Так как переизлучение изотропно, то в среднем
импульсы за счет излучения дают нулевой
эффект.
6) Кулоновские столкновения ионов с другими
частицам создают общее движение ветра.

22.

Радиационное ускорение частиц ветра (2)
h
V (r )
атом
1) Импульс, передаваемый радиально атому
при поглощении и переизлучении равен
h
P Cos Cos
c
2) Средние значения:
Cos 0 - из-за изотропности переизлучения
Cos 1 - из-за того, что падающий фотон
преимущественно исходит от звезды.
h
P
.
3) В итоге, среднее значение полученного атомом импульса равно
c
4) Обозначим: obs - частота кванта, вышедшего от звезды и в системе
координат, связанной с наблюдателем;
i - частота перехода (линии) в системе координат самого
атома.
5) Поглощение кванта будет происходить, если obs i .
6) Из-за эффекта Допплера, эти частоты связаны как
i obs
i
c
h
V,
i ( obs d obs )
i
c
(V dV ),
dνobs
dV
i
c

23.

Радиационное ускорение частиц ветра (3)
V (r )
атом
7) Радиативное ускорение, создаваемое
импульсом данной линии, определяется
P
обычной формулой: i
g rad
t m
8) Надо подсчитать число фотонов, которые
могут поглотиться и создать эффект
радиативного давления:
N E / h L obs
t
t
h obs
9) При равенстве obs будем иметь радиативное ускорение оболочки,
вызванное одной линией, равное:
N P L obs h obs 1 L i dV 1
i
g rad
2
t m
h obs
c m c dr 4 r 2
10) Для общего ускорения необходимы просуммировать вклады от всех
возможных линий.
11) Выше молчаливо предполагалось, что все фотоны от звезды поглощаются
в линии. Это, разумеется, учитывается в более строгой теории. Ее результат
таков:
const dV / dr
2
i
g rad g rad
i
4 r
2
,
3

24.

25.

Принято считать, что в ЗА существуют два типа поля скоростей:
тепловой и нетепловой.
Тепловые скорости обусловлены хаотическим движением частиц,
имеющих при данной температуре определенную кинетическую
энергию.
К нетепловым для статичной атмосферы относится прежде всего
турбулентное движение объемов с частицами, размер которых
меньше среднего пути фотона («микротурбуленция» ) и больше этой
длины («макротурбуленция»). Это отражено на следующем слайде.
Это означает, что при просмотре атмосферы луч зрения
просматривает множество малых турбулентных ячеек при
микротурбуленции и одну или несколько больших ячеек при
макротурбуленции
К сожалению, теория турбулентных потоков недостаточно развита,
поэтому приходится делать ряд априорных предположений, в
частности:
- распределение ячеек (объемов) по скоростям является гауссовым;
- скорости турбулентных движений не зависят от глубины в ЗА

26.

Микротурбуленция versus макротурбуленция
В случае микротурбуленции луч
зрения проходит через
множество движущихся «ячеек»
с малым размером.
Если же фотоны остаются внутри «ячейки»
(это может быть, если «ячейка» велика по
размерам) с моменты их появления до
момента выхода с поверхности, то это
явление называется макротурбуленцией

27.

Наблюдательное различие между линиями,
уширенными тепловым или микротурбулентным
движением заключается в следующем:
- при тепловом движении маломассивные
частицы двигаются с большими скоростями, чем
тяжелые частицы, так как
0
0
2kT
Vтепл
тепл Vтепл
M
c
c
2kT
M
- поэтому линии легких элементов будут
ушириваться сильнее.
- для уширения вследствие микротурбуленции
такой зависимости не имеется

28.

Методы определения скорости микротурбуленции
Первый вариант основан на том, что в области плато кривая
роста зависит от Vмикро (рис. слева). Наложение наблюденной
кривой роста на теоретическую позволяет оценить значение
Vмикро. (рис. справа) дает пример определения скорости. Видно
для приведенного случая, что наилучшее согласие будет при
Vмикро=2 км/сек

29.

Методы определения скорости микротурбуленции
Второй вариант основан на том, что в некоторых случаях
наблюденную кривую роста надо сместить по оси у для
достижения согласия с теоретической, в которой по оси y
откладывается величина log (W с/ V). Такое смещение
фактически дает величину log Vнабл / c . Если Vнабл>Vтепл , то
это различие приписывается дополнительному эффекту микротурбуленции. Поскольку тепловое движение следует
максвелловскому распределению скоростей, то
предполагается, что турбулентное движение соответствует
также гауссовому распределению.
2
набл
V
V
2
тепл
V
2
микро

30.

31.

Методы определения скорости микротурбуленции
Третий вариант основан на следующем:
1) методом кривых роста определяют химическое содержание
какого либо элемента по его различным линиям;
2) строят зависимость содержания от эквивалентной ширины
линий элемента (рис. ниже слева);
3) понятно, что содержание этого элемента не должно зависеть
от силы линий, но если же такая зависимость имеется (рис.
ниже слева), то подбирают такую микротурбулентную
скорость, чтобы эта зависимость пропала. Пример для
линий кислорода приведен на рис. справа.

32.

Методы определения скорости микротурбуленции
Четвертый вариант
основан на методе
спектрального
синтеза, когда
скорость
микротурбуленции
определяется по
согласованию
профилей сильных и
слабых линий одного
и того же элемента
( рис. 50-51).

33.

34.

Важное замечание
До сих пор концепция «микротурбуленция» (и особенно
макротурбуленция является предметом дискуссий. Есть мнение, что
параметр «скорость микротурбуленции» вводят лишь для того,
чтобы согласовать результаты теории с наблюдениями. Критика
связан с тем, что разные авторы получают совершенно разные
значения Vмикро.
Было показано, что использование более точных гидродинамических
моделей звездных атмосфер дает хорошее согласие теории и
наблюдений, совершенно не привлекая априорную концепцию о
турбулентных движениях.

35.

Турбуленция в звездных атмосферах (1)
(макротурбулентность)
Макротурбулентность это движение ячеек газа, размер
которых сравним с протяженностью самой атмосферы звезды.
В этом случае локальные значения коэффициента поглощения
и интенсивности I не будут изменяться.
Каждая большая ячейка, содержащая большое число поглощающих
атомов, будет производить из-за
движения вещества в ячейках
смещенный профиль линии. Суммирая вклад (другими словами, интегрируя по диску) всех ячеек мы
будем иметь уширнный профиль.

36.

37.

Концепции в теории
макротурбуленции
Apriori предполагается что распределение макротурбулентных ячеек по скоростям носит хаотический, т. е.
гауссов характер:
2
1
V 2 / Vmacro
W (V )dV
e
dV
Vmacro
Это предположение приводит к гауссовой функции
профиля линии
1
macro
e
0
macro
2
Vmacro
, macro 0
c

38.

Две компоненты движения
(на примере конективной ячейки)
При взгляде по центру диска на профиль
линии влияет радиальная компонента
скорости движения газа
При взгляде сбоку на
профиль линии влияет
тангенциальная
компонента
скорости движения газа

39.

Но в отличие от такого же предположения для
микротурбуленции дополнительно предполагаются
разные значения Vmacro в радиальном и тангенциальном направлениях: в половине диска линии имеют
гауссово распределение в радиальном направлении,
в другой половине – тангенциальное.
( rad )
( rad )
D
1
( rad )
D
V ( rad )
0
c
e
0
( rad )
D
2
(tan g )
1
(tan g )
D
(tan g )
V
(tan g )
D 0
c
e
0
(tan g )
D
2

40.

Асимметрия линий (1)
Профили линий могут иметь асимметричный вид вследствие
движений в атмосфере.
Пример с линией в спектре Солнца. Слева - наблюдаемый
профиль. Справа – наложение половинок профиля с красной и
синей сторн. Видна асимметрия профилей.

41.

Асимметрия линий (2)
Асимметрию профилей можно характеризовать параметром – биссектор. Для
получения биссектора надо:
1) В профиле провести линии одинаковой интенсивности (голубые линии
на предыдущим рисунке).
2) Отрезки между точками профиля делят пополам (красные штрихи на
предыдущем рисунке)
3) Строят график положений этих штрихов от расстояния до центра
линий. Это и будет биссектор.
Набор профилей многих линий в спектре
Солнца
Биссекторы для каждой линии

42.

Профили линий при различных
скоростях макротурбуленции (км/сек)
Тангенциальная скорость – постоянна
Радиальная скорость - переменна
Тангенциальная скорость – переменна
Радиальная скорость - постоянна

43.

Профили линий при различных
скоростях макротурбуленции

44.

Пятна за поверхности звезд
Простая схема влияния
вращающегося пятна
на спектр звезды. Детали
см. на следующем слайде.

45.

Гелиосейсмология как метод изучения
атмосферы и внутренних слоев Солнца (1)
Как изучают внутреннее строение Земли?
Основной метод – изучение распространения сейсмических волн.
Эти волны бывают двух типов:
продольные (или Р-волны): они
вызывают смещение частиц
Р-волны
вещества вдоль направления
распространения волн,
поперечные волны (или S-волны): они вызывают смещение
S-волны
частиц вещества в направлении,
перпендикулярном распространению волн. Такие волны не
распространяются в жидкой
среде.
Скорость волн зависит от упругости Земли, т.е. способности деформироваться и приходить в исходное состояние. При переходе волны из
одной среды в другую они испытывают отражение и преломление.
По скорости волн можно определить физическое состояние среды,
глубину залегания границы разных зон.

46.

Гелиосейсмология как метод изучения
атмосферы и внутренних
слоев Солнца (2)
1) В отличие от Земли на Солнце практически
отсутствуют поперечные s – волны.
2) Предполагается, что р – волны генерируются турбуленцией в конвективной зоне вблизи
поверхности.
3) Акустические волны переносятся к поверхности и производят осцилляции, которые
проявляются в допплеровских смещениях
фотосферных спектральных линий.
4) По этим смещениям можно:
- установить колебания на поверхности
Солнца,
- изучить внутренние слои,
- определить характер вращения лучистой
зоны.
Компьютерное изображение акустических
волн внутри Солнца и на поверхности.

47.

Сейсмограмма участка
Солнца.
Видны колебания линий
с 5 минутным периодом.
На этом снимке зафиксировано
солнцетрясение, длящееся около
5-10 минут. Хорошо видно, как
ударная волна бежит по поверхности Солнца. Наблюдения
проведены космическим
телескопом SOHO.

English Русский Rules