Zanstra metoda - Zanstra method

The Zanstra metoda je metoda pro stanovení teploty centrálních hvězd hvězdy planetární mlhoviny Byl vyvinut společností Herman Zanstra v roce 1927.

Předpokládá se, že mlhovina je v Lymanovo kontinuum, což znamená, že všechny ionizující fotony z centrální hvězdy jsou absorbovány uvnitř mlhoviny. Na základě tohoto předpokladu je poměr intenzity hvězdné referenční frekvence k nebulární linii, jako je Hβ lze použít k určení efektivní teploty centrální hvězdy.

NGC 7293, The Mlhovina Helix, planetární mlhovina
Uznání: NASA, ESA, and C.R. O'Dell (Vanderbilt University)

Zanstra metoda pro mlhovinu vodíku

U mlhoviny s čistým vodíkem ionizační rovnováha uvádí, že počet ionizujících fotonů z centrální hvězdy za jednotku času musí být vyvážen rychlostí rekombinací protonů a elektronů na neutrální vodík uvnitř Strömgrenova koule mlhoviny. Ionizace může být způsobena pouze fotony, které mají alespoň frekvenci ${ displaystyle nu _ {0}}$, což odpovídá ionizačnímu potenciálu vodíku, který je 13,6 eV:

${ displaystyle int _ { nu _ {0}} ^ { infty} { frac {L _ { nu}} {h nu}} d nu = int _ {0} ^ {r_ {1 }} n_ {p} n_ {e} alpha _ {B} dV}$

Tady, ${ displaystyle r_ {1}}$ je poloměr sféry Strömgren a ${ displaystyle n_ {p}, n_ {e}}$ jsou početní hustoty protonů a elektronů. Svítivost centrální hvězdy je označena ${ displaystyle L _ { nu}}$ a ${ displaystyle alpha _ {B}}$ je koeficient rekombinace na vzrušenou hladinu vodíku.

Poměr mezi počtem fotonů emitovaných mlhovinou v linii Hβ a počtem ionizujících fotonů z centrální hvězdy lze poté odhadnout:

${ displaystyle { frac {L _ { nu _ {H beta}}} { int _ { nu _ {0}} ^ { infty} { frac {L _ { nu}} {h nu }} d nu}} cca h nu _ {H beta} { frac { alpha _ {H beta} ^ { text {eff}}} { alpha _ {B}}}}$

kde ${ displaystyle alpha _ {H beta} ^ { text {eff}}}$ je efektivní rekombinační koeficient pro Hβ.

Vzhledem k hvězdné referenční frekvenci ${ displaystyle nu _ {s}}$, Zanstra poměr je definováno

${ displaystyle Z = { frac {L _ { nu _ {s}}} { int _ { nu _ {0}} ^ { infty} { frac {L _ { nu}} {h nu }} d nu}} = h nu _ {H beta} { frac { alpha _ {H beta} ^ { text {eff}}} { alpha _ {B}}} { frac {F _ { nu _ {s}}} {F_ {H beta}}}}$

s ${ displaystyle F _ { nu _ {s}}}$ a ${ displaystyle F_ {H beta}}$ což jsou toky v hvězdné referenční frekvenci a v Hp. Použitím druhého vzorce lze Zanstraův poměr určit pozorováním. Na druhou stranu pomocí modelových hvězdných atmosfér lze vypočítat teoretické Zanstraovy poměry v závislosti na efektivní teplotě centrální hvězdy, kterou lze stanovit porovnáním s pozorovanou hodnotou Zanstra poměr.

Reference

• Kwok, Sun (2000), Vznik a vývoj planetárních mlhovin, Cambridge University Press
• Osterbrock, Donald E. (1989), Astrofyzika plynných mlhovin a aktivních galaktických jader, University Science Books