Химические элементы
<<  Биогенные s–элементы Доклад пожанрам по изо  >>
9. Избранные проблемы звездных атмосфер: - химический состав Солнца; -
9. Избранные проблемы звездных атмосфер: - химический состав Солнца; -
Химический состав и модель Солнца
Химический состав и модель Солнца
Модели солнечных колебаний
Модели солнечных колебаний
Результаты измерения скорости 5-мин
Результаты измерения скорости 5-мин
Сравнение теории и наблюдений
Сравнение теории и наблюдений
Ревизия содержания O на Солнце связана с уточнением моделирования
Ревизия содержания O на Солнце связана с уточнением моделирования
Содержание О трудно определить у Солнца и звезд поздних типов
Содержание О трудно определить у Солнца и звезд поздних типов
Молекулярные линии ОН чувствительны к T(z)
Молекулярные линии ОН чувствительны к T(z)
Сравнение теории и наблюдений
Сравнение теории и наблюдений
Как согласовать модель Солнца с данными гелиосейсмологии
Как согласовать модель Солнца с данными гелиосейсмологии
Пульсирующие Ар звезды, roAp (rapidly oscillating)
Пульсирующие Ар звезды, roAp (rapidly oscillating)
? Медленное вращение,
? Медленное вращение,
- Неоднородное распределение элементов по высоте
- Неоднородное распределение элементов по высоте
Химическая эволюция Галактики: проблема Li у звезд гало
Химическая эволюция Галактики: проблема Li у звезд гало
Содержание Li в атмосферах самых старых звезд в 2.5 — 2.7 раза меньше,
Содержание Li в атмосферах самых старых звезд в 2.5 — 2.7 раза меньше,
Если атомная диффузия работает, то содержание элементов у звезд ГП
Если атомная диффузия работает, то содержание элементов у звезд ГП
Если теория верна для Mg, Ca, Ti, Fe, то нет оснований не верить
Если теория верна для Mg, Ca, Ti, Fe, то нет оснований не верить

Презентация на тему: «Избранные проблемы звездных атмосфер». Автор: . Файл: «Избранные проблемы звездных атмосфер.ppsx». Размер zip-архива: 867 КБ.

Избранные проблемы звездных атмосфер

содержание презентации «Избранные проблемы звездных атмосфер.ppsx»
СлайдТекст
1 9. Избранные проблемы звездных атмосфер: - химический состав Солнца; -

9. Избранные проблемы звездных атмосфер: - химический состав Солнца; -

химическая эволюция Галактики; - стратификация редкоземельных элементов в атмосферах звезд.

2 Химический состав и модель Солнца

Химический состав и модель Солнца

Модель Солнца, T(r), ?(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 нейтрино

Строение Солнца (схематически)?

Строение

3 Модели солнечных колебаний

Модели солнечных колебаний

Масштаб колебаний сильно преувеличен.

Солнечная поверхность участвует одновременно в разных типах колебаний (до 100000 видов).

4 Результаты измерения скорости 5-мин

Результаты измерения скорости 5-мин

колебаний

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

Анализ гелиосейсмологических данных дает распределение плотности и скорости звука вдоль радиуса (профили).

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

5 Сравнение теории и наблюдений

Сравнение теории и наблюдений

-------------------------------------------------------------------- основание Не поток конв. зоны нейтрино Rcz/Ro Ysurf теория/набл. -------------------------------------------------------------------- Набл. 0.713±0.001 0.249±0.003 -------------------------------------------------------------------- BS05 Z = 0.0194 0.7138 0.243 0.99±0.02 (Anders& Grevesse, 1989)? Согласие - в пределах 1-2 ? ! --------------------------------------------------------------------

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

(Теория – наблюдения) для профилей скорости звука и плотности:

Bahcall et al. 2005, ApJ 621, L85

6 Ревизия содержания O на Солнце связана с уточнением моделирования

Ревизия содержания O на Солнце связана с уточнением моделирования

атмосферы и формирования линий, 3D+не-ЛТР

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)?

7 Содержание О трудно определить у Солнца и звезд поздних типов

Содержание О трудно определить у Солнца и звезд поздних типов

И.-к триплет, отклонения от ЛТР: log O/H = -3.14 (3D+LTE), log O/H = -3.30 (3D+NLTE, Asplund et al. 2004)

Запрещенная линия – слабая, блендированная, log O/H = -3.32±0.15

Солнце, классический анализ log O/H = -3.07±0.07 (Anders & Grevesse 1989)

(3D, Caffau et al. 2008)?

3D

3D

8 Молекулярные линии ОН чувствительны к T(z)

Молекулярные линии ОН чувствительны к T(z)

Использование плоско-параллельных моделей атмосфер ведет к завышению содержания по молекулярным линиям, (HM74 – 3D) ~ 0.08 – 0.26 dex.

И.-к.: при переходах между вращательными уровнями

У.-ф.: при переходах между колебательными уровнями

HM74

(Asplund et al. 2004, A&A 417, 751)?

-3.35 до -3.25

~ -3.17

~ -3.13

3D

HM

9 Сравнение теории и наблюдений

Сравнение теории и наблюдений

основание Не поток конв. зоны нейтрино Rcz/Ro Ysurf теория/набл. -------------------------------------------------------------------- Набл. 0.713±0.001 0.249±0.003 -------------------------------------------------------------------- BS05 Z = 0.0194 0.7138 0.243 0.99±0.02 (Anders& Grevesse, 1989)? Согласие - в пределах 1-2 ? ! -------------------------------------------------------------------- BS05(AGS)? Z = 0.0126 0.7280 0.229 1.00±0.02 (Asplund et al., 2004)? Расхождение 15 – 20 ? --------------------------------------------------------------------

Профили скорости звука и плотности: теория и наблюдения

Bahcall et al. 2005, ApJ 621, L85

10 Как согласовать модель Солнца с данными гелиосейсмологии

Как согласовать модель Солнца с данными гелиосейсмологии

Другие химические элементы?

? log C /H = -3.61?0.05 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?

11 Пульсирующие Ар звезды, roAp (rapidly oscillating)

Пульсирующие Ар звезды, roAp (rapidly oscillating)

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

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

Стратификация редкоземельных элементов в атмосферах звезд

Усредненный спектр, (толстая линия)? Наблюдаемый – средний R = 165000 3.6-м телескоп ESO; CAT/CES

Fe I

Pr II

Nd III

12 ? Медленное вращение,

? Медленное вращение,

equ, prot = 76 лет ? умеренное магнитное поле, ? equ, B = 4 kg

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

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

? 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

Теория

Pr II

Pr III

Наблюдения

13 - Неоднородное распределение элементов по высоте

- Неоднородное распределение элементов по высоте

Наблюдения: переменность 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.

HD 24712

Распределение Pr (эмпирически).

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

Наблюдения

(Mashonkina et al. 2009)?

[Pr/H] = 5

[Pr/H] = 0

14 Химическая эволюция Галактики: проблема Li у звезд гало

Химическая эволюция Галактики: проблема Li у звезд гало

Spite plateau (spite & spite 1982, nature, 297, 483)? для непроэволюционировавших очень старых звезд среднее: li/H = 1.66 ?10-10 (charbonnel & primas 2005, A&A 442, 961)?

Измерение анизотропии реликтового излучения, 2003, WMAP Соотношение барионов и фотонов во Вселенной: ? = 6.1 ? 10-10 WMAP+BBN: Li/H = (4.15 – 4.6) ? 10-10 первичное содержание Li.

15 Содержание Li в атмосферах самых старых звезд в 2.5 — 2.7 раза меньше,

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.

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

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

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

16 Если атомная диффузия работает, то содержание элементов у звезд ГП

Если атомная диффузия работает, то содержание элементов у звезд ГП

меньше, чем у КГ.

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

? 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 осаждение в согласии с наблюдениями.

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

17 Если теория верна для Mg, Ca, Ti, Fe, то нет оснований не верить

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

предсказаниям для Li:

Начальное содержание Li совпадает в пределах ошибок с первичным содержанием!

? Разрешение проблемы дефицита Li в ранней Галактике. ? Важность учета атомной диффузии при моделировании звезд и звездной эволюции. ?t (ГП) = -2 млрд. лет из-за гравитационного осаждения Не

модель Т6.0, возраст 13.5 млрд. лет на стадии ГП: ?log ?(Li) = -0.25 dex.

Начальное содержание в моделях

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

«Избранные проблемы звездных атмосфер»
http://900igr.net/prezentacija/khimija/izbrannye-problemy-zvezdnykh-atmosfer-237226.html
cсылка на страницу
Урок

Химия

65 тем
Слайды
900igr.net > Презентации по химии > Химические элементы > Избранные проблемы звездных атмосфер