лекции 7-8.ppt

Астрофизика (введение в астрофизику) Лекции 7-8 Определение

температур и радиусов звезд

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

точно совпадает
с функцией Планка, в то время как в

области корот-
ких и радио волн спектр имеет нетепловой характер.
Для примера приведен спектр Солнца.

энергии, полученное в моделях фотосфер звезд с разными температурами показывает,

что температурными критериями могут быть: - наклон пашеновского
континуума;
величина
бальмеровского
скачка
(λ=3646А)

lg(F4000/F7000) –
надежный критерий для
температур до 104К, а

величина бальмеровского
скачка
lg(F3646+/F3646-)
лучше работает для
горячих звезд, поскольку
в области температур ниже
104К величина скачка
зависит еще и от ускорения
силы тяжести lg g на
поверхности звезды.

lgg

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.)

-0.2 0.0

0.4 0.8 (B-V)

40

20

10


6

4

Температура, тыс. К

К - е пп




е

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.

и аберрациями, а турбулентностью в атмосфере. Луч, проходя атмосферу, преломляется

и отклоняется, причем величина и направление отклонения быстро меняются со временем (10-1000Гц).
Средний размер неоднородности в атмосфере (радиус когерентности r0) 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.

диск Θ=1.22λ/d)
у современных телескопов (d~1-10метров) составляет сотые доли угловой

секунды, что при отсутствии атмосферы позволило бы напрямую разрешить диски многих звезд (близких и гигантов).

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.

замыванию спеклов: формируется т.н. турбулентный диск (огибающая всех
cпеклов α=λ/r0).

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.

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 (аналого-оптическое преобразование) позволяет получить численные значения угловых радиусов звезд и расстояний между ними.

Луны.
На рисунке показано,
как зависит форма
кривой затмения
звезды диском
Луны

в зависимости
от углового размера
звезды.
Этот метод также
требует монохрома-
тичности излучения,
а кроме этого не все
звезды закрываются
Луной.

C - телескоп. Внизу показано распределение интенсивности излучения в интерферен-ционной

картине от двух источников.

Пространственный интерферометр (Физо, Майкельсон) позволяет уве-
личить разрешающую способность
в направлении линии, соединя-ющей зеркала или телескопы, до величины λ/D.
Современные оптические интерфе-рометры состоят из нескольких телескопов (6х1м, CHARA; 4х4м, VLTI) работающих в ближнем ИК-диапазоне и разнесенных до 500 м.
Предельное разрешение достигает
20-50 микросекунд дуги, что позволяет определять не только размеры звезд, но и их форму.

Объектив d

D

радиусы Солнца.

Подробные данные и их
ошибки даны в следующей
таблице.

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.

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 (s-процесс), + - 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.