Нестационарные явления в звездных атмосферах. (Тема 20)

Содержание

Слайд 2

Звездные ветры: введение Звездные ветры это истечение частиц (вещества) с поверхности

Звездные ветры: введение

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.
Наиболее важные
параметры звездного
ветра:
- скорость потери
массы при истечении,
она измеряется в
единицах массы
Солнца в год –
- предельная скорость расширения (на большом удалении от звезды) –
- распределение плотности ветра с расстоянием.
Слайд 3

Звездный ветер на диаграмме Р-Г

Звездный ветер на диаграмме Р-Г

Слайд 4

Основные уравнения динамики звездного ветра (без вывода) Для начала расширения звездный

Основные уравнения динамики
звездного ветра (без вывода)

Для начала расширения звездный ветер

должен
приобрести скорость
выше параболической
скорости звезды.
Эти уравнения движения
отражают сохранение
момента и стационар- ность расширения.
Слайд 5

Первый частный случай: звездный ветер образуется за счет преобладания давления Такие

Первый частный случай: звездный ветер образуется за счет преобладания давления

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 :
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 наблю-
дениям (оно указано стрелкой).
5) Это решение дает следующие параметры
ветра:

(1)

Слайд 6

Звездный ветер холодных звезд У звезд-аналогов Солнца скорость движения вещества –

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.
Слайд 7

Второй частный случай: звездный ветер образуется за счет преобладания лучевого давления

Второй частный случай: звездный ветер образуется за счет преобладания лучевого давления

Для

возникновения такого ветра необходимо:
- большое число фотонов – большая светимость -
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.

Напомним, что у горячих звезд нет на поверхности конвекции.
Как результат, в отличие от предыдущего случая нет и нагретой
короны.

Слайд 8

Звездный ветер горячих звезд Скорость движения вещества – до 2000 км

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 темпера-
туре поверхности звезды;
- при высоких температурах имеется
мощный поток излучения, который
создает сильное световое давление
на атомы, особенно это давление
велико при поглощении в спектраль-
ных линиях.
Слайд 9

Спектр звезды ζ Pup (сверхгигант О4 со звездным ветром) Длина волны

Спектр звезды ζ Pup
(сверхгигант О4 со звездным ветром)

Длина

волны (А)

Характерные профили линий типа P Cyg обозначены
овалом.

Слайд 10

Типичный вид профиля P Cyg Линия CIV 1550 A Наличие максимума

Типичный вид профиля P Cyg

Линия CIV 1550 A

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.
Слайд 11

Как образуется линия типа P Cyg ? Основная модель: звездный ветер

Как образуется линия
типа P Cyg ?

Основная модель: звездный ветер
расширяется изотропно

со скоростью
расширения от 0 (на поверхности
звезды) до ( 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 рас-
сеяние (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 облас-
тей ветра, удаленных от звезды).j
3) В итоге схематически имеем
прямоугольный профиль (см. рис.
слева)
Слайд 12

Как образуется линия типа P Cyg ? Область В содержит ионы,

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 преиму-
щественно движется к наблюдате-
лю, то в результате, появляется
эмиссия в профиле синей части
профиля (см. зеленую линию)
Область С содержит вещество, кото-
рое 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 ниж-
нем рисунке. Он воспроизводит
Основные характеристики линий типа
P Cyg.
Слайд 13

Диагностика звездного ветра по профилю типа P Cyg (1) 1) Определение

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:
следует отметить, что если число атомов, создающих линию,
мало на больших расстояниях от звезды, то не обязательно, что
.
Слайд 14

Диагностика звездного ветра по профилю типа P Cyg (2) 2) Определение

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.
Слайд 15

Основные подходы в теории образования линий в движущихся атмосферах Первый подход

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.
Слайд 16

Основные характеристики горячих звезд со звездными ветрами Масса (М◉) Голубые и белые А-О гиганты

Основные характеристики
горячих звезд со звездными ветрами

Масса (М◉)

Голубые и белые А-О

гиганты
Слайд 17

NGC7635: «Пузырь», образованный звездным ветром около звезды BD+602522 (O6.5IIIf) Звездный ветер

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.
Слайд 18

Горячие звезды имеют большие скорости вращения. При комбинации скоростей вращения и

Горячие звезды имеют большие
скорости вращения. При комбинации
скоростей вращения и

расширения
около звезды может образоваться
диск.
Слайд 19

Звездные ветры в двойных системах Горячие и массивные звезды (например, WR-звезды)

Звездные ветры в двойных системах

Горячие и массивные звезды (например, WR-звезды) часто


бывают двойными.
WR-звезды имеют очень массивные звездные ветры.
Вторая звезда также имеет звездный ветер, но менее массивный.
Столкновение двух ветров приводит к более сложной структуре
ветров.

Пример: система
V444 Cygni:
WN5+O6III-V
ветер WR-звезды
сильнее ветра
спутника
ветер от WR-
звезды останав-
ливается около
ударной волны
вблизи поверх-
ности О-звезды

Слайд 20

Для интересующихся более подробно

Для интересующихся
более подробно

Слайд 21

Радиационное ускорение частиц ветра (1) Фотосфера звезды выделяет энергию в широком

Радиационное ускорение частиц ветра (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 противопо- ложном 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.

звезда

Слайд 22

Радиационное ускорение частиц ветра (2) 1) Импульс, передаваемый радиально атому при

Радиационное ускорение частиц ветра (2)

1) Импульс, передаваемый радиально атому
при

поглощении и переизлучении равен
2) Средние значения:
- из-за изотропности переизлучения
- из-за того, что падающий фотон
преимущественно исходит от звезды.
В итоге, среднее значение полученного атомом импульса равно .
Обозначим: - частота кванта, вышедшего от звезды и в системе координат, связанной с наблюдателем;
- частота перехода (линии) в системе координат самого атома.
Поглощение кванта будет происходить, если .
Из-за эффекта Допплера, эти частоты связаны как

✹

атом

Слайд 23

Радиационное ускорение частиц ветра (3) 7) Радиативное ускорение, создаваемое импульсом данной

Радиационное ускорение частиц ветра (3)

7) Радиативное ускорение, создаваемое
импульсом данной

линии, определяется
обычной формулой:
8) Надо подсчитать число фотонов, которые
могут поглотиться и создать эффект
радиативного давления:
9) При равенстве будем иметь радиативное ускорение оболочки, вызванное одной линией, равное:
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:

✹

атом

Слайд 24

Микротурбуленция Макротурбуленция

Микротурбуленция Макротурбуленция

Слайд 25

Принято считать, что в ЗА существуют два типа поля скоростей: тепловой

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
Слайд 26

Микротурбуленция versus макротурбуленция В случае микротурбуленции луч зрения проходит через множество

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

Слайд 27

Наблюдательное различие между линиями, уширенными тепловым или микротурбулентным движением заключается в

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
поэтому линии легких элементов будут ушириваться сильнее.
для уширения вследствие микротурбуленции такой зависимости не имеется
Слайд 28

Методы определения скорости микротурбуленции Первый вариант основан на том, что в

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
Слайд 29

Методы определения скорости микротурбуленции Второй вариант основан на том, что в

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 (Wλ с/λV). 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.
Слайд 30

Слайд 31

Третий вариант основан на следующем: методом кривых роста определяют химическое содержание

Третий вариант основан на следующем:
методом кривых роста определяют химическое содержание

какого либо элемента по его различным линиям;
строят зависимость содержания от эквивалентной ширины линий элемента (рис. ниже слева);
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.

Методы определения скорости микротурбуленции

Слайд 32

Четвертый вариант основан на методе спектрального синтеза, когда скорость микротурбуленции определяется

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).

Методы определения скорости микротурбуленции

Слайд 33

Слайд 34

Важное замечание До сих пор концепция «микротурбуленция» (и особенно макротурбуленция является

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.
Слайд 35

Турбуленция в звездных атмосферах (1) (макротурбулентность) Макротурбулентность это движение ячеек газа,

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
αν и интенсивности Iν не будут изменяться.
Каждая большая ячейка, содержа-
щая большое число поглощающих
атомов, будет производить из-за
движения вещества в ячейках
смещенный профиль линии. Сумми-
рая вклад (другими словами, инте-
грируя по диску) всех ячеек мы
будем иметь уширнный профиль.
Слайд 36

Микротурбуленция versus макротурбуленция В случае микротурбуленции луч зрения проходит через множество

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

Слайд 37

Концепции в теории макротурбуленции Apriori предполагается что распределение макротурбу- лентных ячеек

Концепции в теории макротурбуленции
Apriori предполагается что распределение макротурбу-
лентных ячеек по скоростям

носит хаотический, т. е.
гауссов характер:
Это предположение приводит к гауссовой функции
профиля линии
Слайд 38

Две компоненты движения (на примере конективной ячейки) При взгляде по центру

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

Слайд 39

Но в отличие от такого же предположения для микротурбуленции дополнительно предполагаются

Но в отличие от такого же предположения для микротурбуленции дополнительно предполагаются


разные значения Vmacro в радиальном и тангенциаль- ном направлениях: в половине диска линии имеют гауссово распределение в радиальном направлении, в другой половине – тангенциальное.
Слайд 40

Асимметрия линий (1) Профили линий могут иметь асимметричный вид вследствие движений

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.
Слайд 41

Асимметрия линий (2) Асимметрию профилей можно характеризовать параметром – биссектор. Для

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

Слайд 42

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

Профили линий при различных
скоростях макротурбуленции (км/сек)

Тангенциальная скорость – постоянна
Радиальная скорость

- переменна

Тангенциальная скорость – переменна
Радиальная скорость - постоянна

Слайд 43

Профили линий при различных скоростях макротурбуленции

Профили линий при различных
скоростях макротурбуленции

Слайд 44

Пятна за поверхности звезд Простая схема влияния вращающегося пятна на спектр


Пятна за поверхности звезд

Простая схема влияния
вращающегося пятна
на спектр звезды.

Детали
см. на следующем слайде.
Слайд 45

Гелиосейсмология как метод изучения атмосферы и внутренних слоев Солнца (1) Как

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
вещества вдоль направления
распространения волн,
поперечные волны (или S-вол-
ны): они вызывают смещение
частиц вещества в направлении,
перпендикулярном распростра-
нению волн. Такие волны не
распространяются в жидкой
среде.
Скорость волн зависит от упругости Земли, т.е. способности деформи-
роваться 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.

Р-волны

S-волны



Слайд 46

Гелиосейсмология как метод изучения атмосферы и внутренних слоев Солнца (2) В

Гелиосейсмология как метод изучения
атмосферы и внутренних
слоев Солнца (2)

В отличие

от Земли на Солнце практически
отсутствуют поперечные s – волны.
2) Предполагается, что р – волны генерируют-
ся турбуленцией в конвективной зоне вблизи
поверхности.
3) Акустические волны переносятся к поверх-
ности 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.

- Предыдущая
Плацентарная недостаточность
Следующая -
Содержание принципов организации финансов предприятия

Похожие презентации

Профессия слесарь
Тема: «Парусники: история, принцип движения». Кузовников Евгений МОУ «Гимназия № 6» 4 α класс г. Пермь 2006
Презентация по физике "Ядерные частицы" - скачать
Аттестационная работа. Методическая разработка к проекту «Выдающиеся ученые-физики»
Экспериментальные исследования емкостных накопителей
Презентация по физике Электрический ток в электролитах
Магнитооптика ферромагнитных металлов
Физические основы акустического метода
Экзотические субстанции
Пожар, как комплекс физических и химических процессов и явлений. Параметры развития пожара
Обработка экспериментальных данных. Часть 2
Причины не включения компрессора на электропоезде ЭТ2М
Материаловедение. Механические свойства материалов
Турбины и двигатели
Технологические процессы и производства. Преобразование энергии на ТЭС
Относительность механического движения и покоя (II). Тест 5
Радиоактивность. Строение атома
Физикалық шамаларды өлшеу бірліктері
Работа реостата
Технологии получения полимерных нанокомпозитов
Магнитная жидкость
Учебный курс
Радиосвязь
Техническая термодинамика. Основные понятия и исходные положения термодинамики. (Лекция 1)
КПД нагревателя
Твердые тела
Методы расчёта электрических цепей
Наши достижения. Исследовательский проект выполнил: Воробьёв Антон, ученик 7 «А» класса МОУ СОШ №2 г.Уварово. Научный руководител
Вы можете прислать нам Вашу презентацию и мы опубликуем ее на сайте.
Обратная связь
Для правообладателей
Email: Нажмите что бы посмотреть