2.1.3. Полуэмпирические модели атмосферы Солнца презентация

диска к краю Iλ (0,μ)/Iλ(0,1) → распределение T на интервале глубин τλ = 0 – 1

при ЛТР

интервале глубин τ0 от 1 до exp(Δλmax/ΔλD)2

3. Изучение зависимости от длины волны

не контролируется !

Holweger & Müller (1974) -
фотосфера
Наблюдения:
900 линий для 31 атома и иона
Maltby et al. (1986)
фотосфера + хромосфера
Наблюдения:
для 3870 – 23500 A,
1350 – 1680 A; радиодиапазон;
Ca II 3934 A, Mg II 2800 A;
Fontenla, Avrett & Loeser (1993)
фотосфера + хромосфера
Наблюдения:

Модель Maltby et al. (1986)

MAFAGS-OS

(1977)
Расчеты: Grupp (2004)

Теоретические модели не воспроизводят
∙ потемнение диска к краю на разных длинах волн;
∙ профили линий в спектрах интенсивности, особенно при μ < 1

MAFAGS-OS

HM

эмиссия на λ ≅ λ0;
b) абсорбция смещена в синюю область

C III 1175, N V 1240,
Si IV 1402, C IV 1550
Терминальные скорости:
v∞ = 1500 – 3000 km/s

Hα, He II 4686, N III 4640
v∞ = 200 – 400 km/s

C III 1175.7

N V 1238.8, 1242.8

Ly 1215.7

a

a

b

b

Snow & Morton, 1976: наблюдения Copernicus

C III 1175.7

Ly 1215.7

N V 1238.8, 1242.8

1500 km/s
(ГП)
600 – 900 km/s
(сверхгиганты)
v∞ > vesc
истечение =
звездный ветер
Область b
∙ проецируется на звездный диск;
∙ оптически толстая в сильных линиях;
max Vr .
Область a формирует
∙ эмиссионную линию;
∙ Vr около 0.

C III 1175.7

N V 1238.8, 1242.8

v

a

a

b

a

a

b

b

〉
observer

= 31; v∞ = 1550 km/s
gR/g = 0.6 Почему атмосфера нестабильна?
Одно только поглощение в континууме не способно создавать силу, которая бы превосходила силу тяжести.
Lucy & Solomon (1970): ветер поддерживается давлением излучения в резонансных линиях.
Оценка для одной линии: C IV 1550, Teff = 25000 K
Предположим:



Log gR (C IV 1550) = 5.47 + log N(C IV) / NC

Допплеровское смещение линии

gR > g
в 300 раз!

Завышенная
оценка, но !

повышение темпа передачи импульса

просветление глубоких слоев

Движение может начаться в глубоких слоях

скоростью звука a = kT/μmH P = a2ρ


Предположим изотермическую оболочку:



V < a Γ < 1 область дозвуковых движений
V = a звуковая точка
V > a Γ > 1 область сверхзвуковых движений

Γ ~ Γe

τ(рез.линии) ~ 1

насколько большой поток массы может
поддерживаться излучением звезды?
Lucy & Solomon (1970): одна линия около νmax, Fmax νmax ≅ F; χν = 1
Поток импульса вещества:

Поток импульса излучения:


2) Все фотоны отдают свой импульс: L/c →



Анализ наблюдаемых профилей на основе их моделирования:

нижний предел

верхний предел

radius assuming:
Stellar wind of low density, P = 0;
FR = a ρ /r2; based on



here is optical depth in stellar wind, increases outward;
Boundary conditions: r = r0, v = 0; r = ∞, v = v∞
♦ From the momentum equation:


♦ From boundary conditions: r = r0 → const = 2(GM - a)/ r0
r = ∞ → const = -v∞2

Klein (1975)

The ratio of radiative to
gravitational acceleration

Pauldrach et al. 1986

The velocity variation
along stellar radius

|
v = as
Sonic point

Teff = 50000 K, log g < 3.7 (O5f)

2001)

∙ Радиативное ускорение:
Томсон.рассеяние, b-f (не-ЛТР),
> 4 млн. линий (не-ЛТР для 30000)

∙ Не-ЛТР:
5000 уровней для 149 ионов 26 хим.элементов (H – Zn)

∙ Методы: OS, ALI

= -1.3, остальные - солнечные

Pauldrach et al. 2001

направления (θ, φ)

обусловлены
вязкостью

радиативный нагрев
и охлаждение

км

Примеры (для солнечной атмосферы):
♦ Stein & Nordlund (1998): Δx × Δy × Δz = 6000 × 6000 × 3800 км
z от -2800 до 1000 км
Дискретизация: 200 × 200 × 82

♦ Wedemeyer et al. (2004): 5600 × 5600 × 3110 км
z от -1400 до 1710 км
Дискретизация: 140 × 140 × 200

Временное разрешение: 0.1 - 0.2 с.

z

x

y

xy-plane

z = 0 для τ5000 = 1

(например, Wedemeyer et al. 2004);

б) группирование частот по величине коэффициента поглощения
Stein & Nordlund (1998): 4 группы
континуум;
слабые линии;
линии умеренной силы;
сильные линии

& Nordlund (1998)

z

x

Здесь z растет вглубь

гранула

между
гранулами

= 1.
Чем светлее, тем выше T

температуры: усредненного в
3D-модели (синяя линия),
1D- модели (штрих-пунктирная),
HM модели (штриховая)

Asplund et al. 2004

и 2820 km (b).
Конвективная зона: -1400 km < z < 0,
Фотосфера: 0 < z < 500 km,
средняя хромосфера: 500 km < z < 1710 km

Chromo-
sphere
Photo-
sphere
convection
zone

Пунктирные линии – изотермы. Сплошная линия -

Wedemeyer et al. 2004

z = 250 km (b)

x

x

Wedemeyer et al. 2004

y

y

y

z = 750 km (d)

z = 1250 km (f)

Тепловая бифуркация в хромосфере:
T ~ 1800 K и T ~ 6000 – 7000 K

изображения
с интервалом
1 мин.

Сглаженные
в соответствии
с пространств.
разрешением
телескопа

disk center profile

FeI 6082
log gf = -3.573
log ε (Fe) = 7.47

◊◊◊ 1D
● ξ = 1 km/s
● RT = 2.7 km/s

Solar flux profile

Solar disk center profile

◊◊◊ 3D, усредненный
по боксу и времени (50 мин.)
без введения ξ, RT !

Asplund et al. 2000

Профили линий в солнечном спектре

Теоретические профили
для разных (x,y) точек
вычислительного бокса

= 4.0, [Fe/H] = 0
Теорет. профили – сплошная линия
1D-модель: ξt = 1.9 km/s,
ζRT = 7 km/s
(observed – calculated) x 5


3D-модель

Наблюдаемые профили
линий Fe I - пунктир

Allende Prieto et al. 2002

well understood:
♦ driving mechanisms of mass-loss;
♦ mechanisms of instabilities in stellar winds;
♦ mechanisms of coronal heating;
♦ the role of magnetic fields in creation of complex and time-variable structures; in producing very inhomogeneous chemical abundances over the surface of Ap stars;
♦ dust formation.

♦ Not all problems with granular radiation hydrodynamics have been solved as yet.
♦ How best to incorporate the effects of pulsation into atmosphere models?