Интерпретация спектральной классификации. (Тема 18)

Содержание

Слайд 2

Вид спектров звезд различных спектральных классов

А1V

BOV

F0V

O5V

Вид спектров звезд различных спектральных классов А1V BOV F0V O5V

Слайд 3

GOV

KOV

MOV

04… B0… A0… F0… G0… K0… M0

Т

GOV KOV MOV 04… B0… A0… F0… G0… K0… M0 Т

Слайд 4

Температура (К )

Спектральный класс

Сила линий

Зависимость интенсивностей линий
от спектрального класса

Температура (К ) Спектральный класс Сила линий Зависимость интенсивностей линий от спектрального класса

Слайд 5

Вид спектра для разных звезд

Гигант

Звезда ГП

Сверхгигант

Класс светимости звезд можно

Вид спектра для разных звезд Гигант Звезда ГП Сверхгигант Класс светимости звезд
установить по ширине спектральных линий: линии уже в спектрах сверхгигантов и шире у звезд-карликов.
Это связано с различием физических условий в атмосферах звезд разных светимостей.

Слайд 6

Исходные формулы

Основные формулы – это следующие
формулы

формула Больцмана

формула Саха

полное число атомов
данного элемента

?

Исходные формулы Основные формулы – это следующие формулы формула Больцмана формула Саха
Найдем это отношение

Слайд 7

Запишем формулу Саха для последовательных степеней
ионизации

(1)

Запишем формулу Саха для последовательных степеней ионизации (1)

Слайд 8

Перемножим последовательно выражения (1):

Тогда:

Перемножим последовательно выражения (1): Тогда:

Слайд 9

В итоге:

Энергии последовательных степеней ионизации сильно различа-
ются друг от друга. Поэтому атомы

В итоге: Энергии последовательных степеней ионизации сильно различа- ются друг от друга.
обычно находятся в двух
соседствующих степенях ионизации, например, и .
Возьмем для примера нейтральные и однажды ионизованные
Атомы. Тогда

Слайд 11

Поведение интенсивностей
линий вдоль спектральной
классификации

Соотношение Саха-
Больцмана Nrs/N для разных
элементов и разных температур
(шкала

Поведение интенсивностей линий вдоль спектральной классификации Соотношение Саха- Больцмана Nrs/N для разных
в единицах 1000 К наверху)

Слайд 12

Пример1: Спектральные
классы О4 – О9
Классификация хорошо
устанавливается по
поведению линий НеI и

Пример1: Спектральные классы О4 – О9 Классификация хорошо устанавливается по поведению линий
HeII

Пример 2: Спектральные
классы О9 – В5
Линии HeII уже исчезают, линии HeI достигают максимума при классе В2
и затем ослабевают

Слайд 13

Пример 3: спектральные
rлассы G0 – K5
Хорошим индикатором
являются линии CaII

Пример 4:

Пример 3: спектральные rлассы G0 – K5 Хорошим индикатором являются линии CaII
эффекты
светимости у звезд АО
Видно, как усиливаются
линии водорода при
увеличении давления
в атмосферах звезд

Слайд 14

Основные уравнения теории ЗА

Основные уравнения теории ЗА

Слайд 15

Соотношение « Pg – Pe – T » (1)

При решении уравнения гидростатического

Соотношение « Pg – Pe – T » (1) При решении уравнения
равновесия определяется
величина газового давленя Pg(τ). Но во многих используемых в дальнейшем
формулах (например, в формулах Саха-Больцмана) используется электрон-
ное давление Pe(τ) . А эти формулы, в частности, необходимы для определе-
ния непрозрачности вещества α(τ)=α(T, Pe). Таким образом возникает необходимость найти соотношение Pe(τ)= Pe(Pg ).
Для горячих звезд это соотношение устанавливается довольно просто, так как основным поставщиком свободных электронов является ионизация водорода. Тогда
Тяжелые элементы также поставляют электроны, но содержание этих
элементов на несколько порядков меньше содержания водорода.
При низких температурах водород уже не ионизуется, и основным поставщиком свободных электронов становятся легко ионизуемые тяжелые элементы (C, Na, Mg, Fe и др.). Эти элементы находятся в нейтральном, ионизованном и , возможно, в дважды ионизованном состояниях.

Слайд 16

Соотношение « Pg – Pe – T» (2)

2 . Поэтому ниже в

Соотношение « Pg – Pe – T» (2) 2 . Поэтому ниже
формуле Саха
мы ограничимся состояниями . Полное число атомов элемента с зарядом равно .
Сперва допустим, что данным значениям и соответствует первоначальное значение .
Для каждого элемента с зарядом по формуле (1) вычислим следующие отношения:

(1)

Слайд 17

Соотношение « Pg – Pe – T»(3)

Далее: - полное число ядер элемента

-

Соотношение « Pg – Pe – T»(3) Далее: - полное число ядер
число электронов, поставляемых при первой ионизации

- число электронов, поставляемых при второй ионизации

В итоге, среднее число электронов в расчете на одно ядро равно:
Здесь - химическое содержание элементов по отношению
к водороду.


Слайд 18

Соотношение « Pg – Pe – T » (4)

Теперь можно получить искомое

Соотношение « Pg – Pe – T » (4) Теперь можно получить
соотношение:
Полученное значение может не совпасть с первоначальным значением .
Поэтому уравнение (2) придется решать методом итераций.
Расчеты показывают для частных случаев, что:
(горячие звезды) (холодные звезды)
Мы рассмотрели простую ситуацию. Но в реальности в звездной атмосфере могут присутствовать отрицательные ионы (H-, H2-, He- ) и молекулярные образования. Поэтому задача в этом случае усложняется. Ее решение можно
найти в нашей монографии.