Modelová fotosféra - Model photosphere - Wikipedia

Některé zásadní kroky v analýze modelové atmosféry pro určení množství hvězd (obrázek od Bengta Gustafssona, Astronomická observatoř, Uppsala).

The fotosféra označuje ty sluneční nebo hvězdné povrchové vrstvy, ze kterých uniká optické záření. Tyto hvězdné vnější vrstvy lze modelovat pomocí různých počítačových programů. K výpočtu syntetických materiálů se často spolu s dalšími programy používají vypočítané modely spektra pro hvězdy. Například při změně předpokládané četnosti chemického prvku a srovnání syntetických spekter s pozorovanými lze určit početnost tohoto prvku v konkrétní hvězdě. Jak se vyvíjely počítače, složitost modelů se prohlubovala a stále více realistické, pokud jde o zahrnutí více fyzických dat a vyloučení více zjednodušujících předpokladů. Tento vývoj modelů je také učinil použitelnými pro různé druhy hvězd.

Společné předpoklady a výpočetní metody

Místní termodynamická rovnováha (LTE)

Tento předpoklad (LTE) znamená, že v rámci jakéhokoli místního výpočetního objemu se předpokládá stav termodynamické rovnováhy:

Příliv záření je určen a spektrum černého těla nastavena pouze místní teplotou. Toto záření pak interaguje s hmotou uvnitř objemu.
Počet atomů nebo molekul, které zabírají různé stavy excitované energie, určuje Distribuce Maxwell – Boltzmann. Toto rozdělení je určeno atomovými excitačními energiemi a místní teplotou.
Počet atomů v různých ionizačních stavech je dán vztahem Saha rovnice. Toto rozdělení je určeno atomovou ionizační energií a místní teplotou.

Rovina rovnoběžná a sférická atmosféra

Běžným zjednodušujícím předpokladem je, že atmosféra je rovinná rovnoběžná, což znamená, že fyzické proměnné závisí pouze na jedné vesmírné souřadnici: vertikální hloubce (tj. Předpokládáme, že hvězdnou atmosféru vidíme „čelem“, ignorujeme zakřivené části směrem k končetinám ). Ve hvězdách, kde je fotosféra ve srovnání s hvězdným průměrem relativně silná, to není dobrá aproximace a je vhodnější předpoklad sférické atmosféry.

Rozšiřování atmosféry

Mnoho hvězd ztrácí hmotu v podobě hvězdného větru. Zejména pro hvězdy, které jsou velmi horké (fotosférické teploty> 10 000 Kelvinů) a velmi světelné, mohou být tyto větry tak husté, že se hlavní části vznikajícího spektra tvoří v „rozpínající se atmosféře“, tj. Ve vrstvách, které se pohybují směrem ven s vysokou rychlost, která může dosáhnout několika 1000 km / s.

Hydrostatická rovnováha

To znamená, že hvězda v současné době nepodléhá žádným radikálním změnám ve struktuře zahrnující rozsáhlé pulzace, proudění nebo úbytek hmoty.

Délka míchání a mikroturbulence

Tento předpoklad znamená, že konvektivní pohyby v atmosféře jsou popsány teorií směšovací délky, modelovanou jako parcely stoupajícího a rozpadajícího se plynu. Aby se zohlednily některé z účinků malého rozsahu v konvektivních pohybech, často se používá parametr zvaný mikroturbulence. Mikroturbulence odpovídá pohybům atomů nebo molekul na stupnicích menších než foton znamená volnou cestu.

Různé metody léčby neprůhlednosti

K úplnému modelování fotosféry je třeba zahrnout každou absorpční linii každého přítomného prvku. To není možné, protože by to bylo výpočetně extrémně náročné a také všechna spektra nejsou plně známa. Proto je třeba zjednodušit zacházení s neprůhledností. Metody používané ve fotosférických modelech zahrnují:

Vzorkování opacity (OS)

Vzorkování opacity znamená, že radiační přenos je hodnocena pro řadu optických vlnových délek rozprostřených napříč zajímavými částmi spektra. Ačkoli by se model zlepšil s více zahrnutými frekvencemi, vzorkování opacity používá co nejméně praktických, aby stále získal realistický model, čímž by se minimalizovala doba výpočtu.

Funkce distribuce neprůhlednosti (ODF)

Při použití funkcí rozdělení neprůhlednosti jsou spektra rozdělena do podsekcí, v nichž jsou pravděpodobnosti absorpce přeskupeny a zjednodušeny na jednu hladkou funkci. Podobně jako metoda vzorkování opacity se to vylepšuje přidáním dalších intervalů, ale za cenu prodloužení doby výpočtu.

Různé modely

Existuje několik různých počítačových kódů, které modelují hvězdné fotosféry. Některé z nich jsou popsány zde a na některé je odkazováno v části „Externí odkazy“ níže.

ATLAS

Kód ATLAS původně představil v roce 1970 Robert Kurucz s využitím předpokladu LTE a hydrostatických a rovinných paralelních atmosfér. Protože je zdrojový kód veřejně dostupný na webu, byl v průběhu let několikrát pozměněn různými osobami a dnes existuje v mnoha verzích. Existují jak rovinné paralelní, tak sférické verze, stejně jako verze využívající funkce vzorkování opacity nebo distribuce opacity.

MARCS

Kód MARCS (Model Atmospheres in Radiative and Convective Scheme) byl původně představen v roce 1975 Bengtem Gustafssonem, Rogerem Bellem a dalšími. Původní kód simuloval hvězdná spektra za předpokladu, že atmosféra je v hydrostatické rovnováze, rovině rovnoběžné, s konvekcí popsanou teorií směšovací délky. Vývoj kódu od té doby zahrnoval lepší modelování neprůhlednosti linek (vzorkování neprůhlednosti místo funkcí distribuce neprůhlednosti), sférické modelování a zahrnutí rostoucího počtu fyzických dat. V současné době je na webu k dispozici velká mřížka různých modelů.

PHOENIX

Kód PHOENIX je „vstal z popela“ dřívějšího kódu zvaného SNIRIS a vyvinutý hlavně Peterem Hauschildtem (Hamburger Sternwarte) od roku 1992; je pravidelně aktualizován a zpřístupňován na webu. Běží ve dvou různých režimech prostorové konfigurace: v „klasickém“ jednorozměrném režimu, za předpokladu sférické symetrie, a v trojrozměrném režimu. Umožňuje výpočty mnoha různých astrofyzikálních objektů, tj. Supernov, nov, hvězd a planet. Zvažuje rozptyl a prach a umožňuje výpočty bez LTE u mnoha atomových druhů plus LTE nad atomy a molekulami.

PoWR

Kód PoWR (Potsdam Wolf-Rayet) je určen pro rozšiřování hvězdných atmosfér, tj. Pro hvězdy s hvězdným větrem. Byl vyvinut od 90. let Wolf-Rainerem Hamannem a spolupracovníky na Universität Potsdam (Německo) zejména pro simulaci Vlčí paprsky hvězdy, což jsou horké hvězdy s velmi silným úbytkem hmotnosti. Přijetím sférické symetrie a stacionarity program spočítá počty stavů atomové energie, včetně ionizační rovnováhy, v non-LTE, a důsledně řeší problém radiačního přenosu v komovujícím rámci. Parametry hvězdného větru (rychlost úbytku hmoty, rychlost větru) lze specifikovat jako volný parametr nebo jej lze důsledně vypočítat z hydrodynamické rovnice. Protože kód PoWR důsledně zachází se statickými a rozpínajícími se vrstvami hvězdné atmosféry, je použitelné pro všechny typy horkých hvězd. Kód jako takový ještě není veřejný, ale na webu jsou k dispozici velké sady modelů pro hvězdy Wolf-Rayet.

3D hydrodynamický modely

Existuje úsilí o konstrukci modelů, které nepředpokládají LTE, a / nebo výpočet podrobných hydrodynamických pohybů místo hydrostatických předpokladů. Tyto modely jsou fyzicky realističtější, ale také vyžadují více fyzických dat, jako jsou průřezy a pravděpodobnosti pro různé atomové procesy. Takové modely jsou výpočetně poměrně náročné a dosud nedosáhly fáze širší distribuce.

Aplikace Model Photospheres

Přestože jsou modelové atmosféry samy o sobě zajímavé, často se používají jako součást vstupních receptů a nástrojů pro studium dalších astrofyzikálních problémů.

Stellar Evolution

V důsledku hvězdného vývoje se změny ve vnitřní struktuře hvězd projevují ve fotosféře.

Syntetické spektrum

Programy spektrální syntézy (např. Moog (kód) ) často používají dříve generované modelové fotosféry k popisu fyzikálních podmínek (teplota, tlak atd.), kterými musí fotony cestovat, aby unikly z hvězdné atmosféry. Společně se seznamem absorpčních linií a tabulkou hojnosti prvků generují programy spektrální syntézy syntetická spektra. Porovnáním těchto syntetických spekter s pozorovanými spekry vzdálených hvězd mohou astronomové určit vlastnosti (teplotu, věk, chemické složení atd.) Těchto hvězd.

Viz také

Hvězdná struktura

Reference

Gray, 2005, Pozorování a analýza hvězdných fotosfér, Cambridge University Press
Gustafsson et al., 1975, Grid of Model Atmospheres for Metal-deficient Stars Giant Stars I, Astronomy and Astrophysics 42, 407-432
Gustafsson et al., 2008, Mřížka modelových atmosfér MARCS pro hvězdy pozdního typu, Astronomy and Astrophysics 486, 951-970
Mihalas, 1978, Stellar atmosféry, W.H. Freeman & Co.
Plez, 2008, MARCS modelová atmosféra, Physica Scripta T133, 014003
Rutten, Radiační přenos ve hvězdné atmosféře
Tatum, hvězdné atmosféry