Лекции 9-10.

Галактическая астрономия
Часть 1: Астрономические данные и
методы изучения населения галактик
Расторгуев Алексей Сергеевич,
д.ф.-м.н., зав. кафедрой эксперимент альной
аст рономии физического факульт ет а МГУ;
заведующий от делом изучения Галакт ики и
переменных звёзд ГАИШ МГУ
http://lnfm1.sai.msu.ru/~rastor
• Лекции 9-10. Содержание химических
элементов в атмосферах звезд. Показатель
металличности [Fe/H] и массовое содержание
основных элементов. Синтез химических
элементов и особенности химического состава.
α, r, s-элементы.
• Обогащение газо-пылевой среды химическими
элементами: характерные времена. Основные
представления о химической эволюции
звездных населений.
• Спектры звезд. Одномерная классификация и
спектральные классы. Физические основы
двумерной спектральной классификации.
Двумерная классификация по Вильнюсским
индексам. Классы светимости и спектральные
параллаксы. Влияние различий в химическом
составе на цвета и светимости звезд.
Зачем нужно знать химический состав звезд?
• Сравнение фотометрических и спектральных
наблюдений звезд с теорией:
– модели звезд и спектры рассчитываются для
заданных M, lg g, X Y Z (химического состава)
• Классификация и анализ различий между
населениями галактик:
– химический состав связан с возрастом, кинематикой
и пространственным распределением объектов
• Химическая эволюция галактик:
– химический состав звездных атмосфер отражает
условия формирования звезд из газа и их изменение
со временем и местом в галактике
• Условия формирования звезд определяются
обогащением среды химическими элементами в
результате:
– потери массы массивными звездами (звёздным
ветром)
– сброса звёздных оболочек на стадии RG и AGB
– выброса вещества при взрывах Сверхновых
• Химическая эволюция – важнейшая часть нашего
понимания эволюции галактик
• Замечание: химический состав фотосферы
звезды не всегда совпадает с составом
“родительской” МЗС (межзвёздной среды) из-за
конвективного выноса некоторых элементов к
поверхности на некоторых стадиях эволюции
Содержание химических элементов в
атмосферах звезд
• Определяется спектроскопически:
– По кривым роста (зависимости эквивалентной
ширины спектральных линий от содержания
элементов)
Изменение профиля линии Si II
(λ4128Å) в спектре звезды АО V с
обилием кремния lg (N Si / N H) (цифры)
– Сравнением наблюдаемых высокодисперсных
спектров с синтетическими (модельными):
–
–
–
–
Нормальные звезды
Сверхновые SN Ia
Определяют ся:
[Fe/H], Teff ,
lg g, VR , Vrot ,
Vturb
SN Ia
Обзор библиотек синтетических спектров
Josè Manuel Carrasco (GAIA):
• http://www.am.ub.es/~carrasco/models/synthetic.html
• R.Kurucz (ApJ SS V.40, P.1, 1977 ) – SYNTHE, ATLAS9,
ATLAS12
• Группа PHOENIX (ApJ V.512, P.377, 1999 ) – NextGen
• B.Gustafsson et al. (A&A V.42, P.407, 1975; A&A V.486,
P.951, 2008) – NMARCS
• F.Lejeune et al. (A&A SS, V.125, P.229 ,1997 ) – BaSeL
(объединение нескольких библиотек)
… + множество работ по звёздам отдельных
спектральных классов и классов светимости
Содержание некоторых химических элементов
в Cолнечной фотосфере (в порядке убывания,
по числу атомов по отношению к водороду H)
•
•
•
•
•
•
•
•
•
H
He
O
C
Ne
N
Mg
Si
Fe
1.00
0.10
7.4·10-4
3.5·10-4
1.2·10-4
9.3·10-5
3.8·10-5
3.5·10-5
3.2·10-5
S
Ca
Na
Ni
…
Li
Be
…
Th
2.0·10-5
7.4·10-6
2.1·10-6
1.8·10-6
…
1.4·10-11
1.4·10-11
…
1.2·10-12
Часто обилие элементов
определяют в
логарифмической шкале,
приписывая водороду (H)
содержание
lg NH = 12; тогда
относительное содержание
элемента A будет равно:
lg NA = lg ( NA / NH ) + 12
В таблице сравнивается
химсостав солнечной
фотосферы и метеоритов.
Содержания большинства
элементов очень близки.
Показатель металличности /
индекс металличности
• Определение: если N – число ат омов
элемент а, т о по от ношению к Солнцу в
логарифмической шкале вводят ся индексы:
• Индекс железа:
[Fe/H] = lg (NFe /NH ) - lg (NFe /NH )O
• Индекс элемента А:
[A/H] = lg (NA /NH ) - lg (NA /NH )O
• Индекс общей “металличности”:
[m/H] = lg (Nm /NH ) - lg (Nm /NH )O
• Индекс элемента A относительно железа:
[A/Fe] = lg (NA /NFe )
• Поскольку в спектрах звезд линий железа
больше всего, раньше в качестве индикатора
“общей металличности” использовался
единый показатель [Fe/H] или [m/H]
• Под “общей металличностью” и до сих пор
часто понимают содержание тяжелых (после
гелия) элементов вообще, т.к. содержания
многих тяжелых элементов в среднем
неплохо коррелируют между собой
• Сейчас методами спектроскопии высокого
разрешения определяются раздельные
содержания химических элементов, в том
числе - α-элементов (см. далее)
• Для Солнца [Fe/H] = 0 (по определению)
• [Fe / H] у большинства звезд заключены в
пределах -2.5 < [Fe / H] < +0.5
• Экстремально бедные металлами звезды –
по-видимому, первые объекты Галактики
(сформировавшиеся из первичного – ещё
не обогащенного вещества Галактики,
гипотетическое ”население III”)
• Известны десятки звезд с [Fe / H] < -3.5
• Найдены звезды с [Fe / H] < -5 (!)
Об особенностях происхождения и эволюции
звёзд Population III:
• R.Schneider, A.Ferrara, P.Natarajan, K.Omukai ”First stars,
very massive black holes, and metals” ApJ V.571, P.30–39,
2002
• Её основные выводы:
• Самые большие массы звёзд (Population III) достигают
~100-500 M0 (из-за более медленного охлаждения
первичного газа с дефицитом тяжёлых элементов лишь
до нескольких сотен К – большие Джинсовские массы !)
• Звёзды с M >~ 260 M0 практически не обогащают среду
тяжёлыми элементами, почти целиком превращаясь в BH
• Звёзды меньших масс быстро обогащают среду до Z~10-4
• SN (Population III) могут высвобождать энергию ~1053
эрг (!?)
Экстремально
низкометалличные
звезды Галактики
Их поиск и изучение
- ключ к пониманию
того, какой была
протогалактика в
первую эпоху
звездообразования
Сравнение спектров Солнца и звезд
с дефицитов тяжелых элементов
[Fe/H] = 0
[Fe/H] ~ -4.0
[Fe/H] ~ -5.3
SMSS 031300.36-670839.3
самая низкометалличная звезда
Teff ≈ 5125 ± 100 K
[Fe/H] < -7.1
V ≈ 14.753
B ≈ 15.442
Химсостав:
[Ca/H]≈–7.0
[Mg/H]≈–3.8
[C/H]≈–2.6
[O/H]<–2.3
d~6.8±1.3кпк
T > 12.7 Gyr
lg g ≈ 2.3 ± 0.2
• Массовое содержание химических элементов
(доля массы):
–X– H
– Y – He
– Z – все остальные элементы (O, C, N, Mg, Fe, …)
X+Y+Z=1
Для Солнца (X : Y : Z) ≈ (0.70 : 0.28 : 0.015)
Используется как для описания
поверхностного содержания элементов,
так и в качестве параметров для
моделирования структуры и эволюции
звезд
Все населения Галактики:
[Fe/H] – возраст (наблюдения)
[Fe/H] как индикатор возраста галактических населений
[Fe/H] как индикатор возраста в диске Галактики
Звезды диска
(“молодые”):
[Fe / H] > -0.8
Диск Галактики
Звезды гало
(старые):
[Fe / H] < -0.8
(как правило)
Различия в возраст е у
маломет алличных
звезд не проявляют ся
в [Fe/H] ?
Аккреция газа на диск ?
• Индивидуальные различия в содержании
разных химических элементов в звёздах
определяются:
– Механизмами синтеза разных ядер на
разных стадиях эволюции
– Массами звезд, характерными временами их
жизни и конечными результатами эволюции
– Процессами обогащения фотосферы
(конвекция) и среды (звездный ветер, сброс
оболочек на стадии гелиевой вспышки RG и
AGB, взрывами SN Ia / SN II / SN Ib/с)
продуктами ядерного синтеза
Некоторые особенности химического состава: [A/Fe]
• α-элементы: 12C
16O 20Ne 24Mg 28Si 32S 40Ca…
• Синтезируются в реакциях α-захвата (α-частиц)
–
3 4He  12C (тройной α-процесс)
–
–
4He
+ 12C  16O
2 12C  20Ne + 4He
– 4He + 20Ne  24Mg + γ
–
2 16O  28Si + 4He … с участием He (в порядке
роста температуры от ~60 MK до ~3 GK)
• Их называют первичными нуклидами, т.к.
для их образования нужны лишь H и He –
первичные элементы
• Больше всего α-элементов образуется в звездах с
M > 10 MO (в конце эволюции в SN II / SN
Ib/c), даже родившихся из необогащенного
вещества
• Характерное время их эволюции (до взрыва)
~10-20 Myr
• Избыток α-элементов по отношению к Fe считается
индикатором корот кой ист ории звездообразования
(вспышка) : уже первые массивные звезды способны
заметно обогатить МЗС α-элементами в результате
вспышек SN II), в то время как для обогащения Fe
при взрывах SN Ia не хватает времени: время
эволюции звезды с M ~ 5 M0 на ГП (~ 100 Myr) и
далее до достижения предела Чандрасекара
(аккреция или слияние WD) и взрыва SN Ia (T > 109
лет)
Некоторые особенности химического состава: [A/Fe]
Элементы “пика железа” с атомными массовыми
номерами от 40 до 65: Sc Ti V Cr Mn Fe
Co Ni Cu
• Ядро 56Fe наиболее устойчиво (максимальная энергия
связи в расчете на один нуклон)
Элементы “железного
пика” синтезируются
в звездах M~(5-10)MO
и выбрасываются
SN Ia (время эволюции
Синтез
Распад
>> 100 Myr (~ Gyr)
Atomic Number
Некоторые особенности химического состава: [A/Fe]
Тяжелые вт оричные нуклиды (за пиком железа)
образуются с помощью нейт ронного захват а (с
последующим β- -распадом).
Ключевой вопрос: успевает ли нестабильное ядро после
захвата нейтрона превратиться в стабильное (после β-распада), прежде чем оно захватит следующий нейтрон ?
– Если успеет : s-процесс (slow, медленный, ~1000 y):
A ~ 130-150, >200 – в оболочках звезд
асимптотической ветви гигантов (AGB)
– Если не успеет : r-процесс (rapid, быстрый, ~1000 s):
A ~ 120-130, 180-200 (изотопы с избытком нейтронов)
(SN II, SN Ib/c)
Содержание относительно кремния (Si) ~106
Углерод (звезды АВГ)
Солнечный состав и основные механизмы
обогащения среды тяжелыми изотопами
Показаны пики с “магическим числом” нейтронов
α-элементы
(преим. SN II, SN Ib/c)
Элементы пика
Fe (преим. SN Ia)
N=82: Ba, La, Ce
s-процесс
N=126: Pb, Bi
s-процесс
AGB
N=82: Te, Xe
r-процесс
α
SN II
Fe
AGB
N=126: Os, Ir, Pt
r-процесс
SN II
r s
r s
А
•s & r
–процессы:
– Звезда уже должна содержать тяжелые
элементы, вброшенные в МЗС взрывами SN
– В ядре должны идти термоядерные
реакции, высвобождающие нейтроны
(“горения” углерода, кислорода и пр.)
• r -процесс, требующий высокой плотности
потока нейтронов и наличия элементов “пика
железа”, характерен для последних секунд
жизни предсверхновых SN II и SN Ib/c
(фотодиссоциация Fe)
• Подробнее о нуклеосинтезе
можно прочесть в учебном
Интернет-пособии
(физический факультет
МГУ)
http://nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/
• Итак, есть два основных характерных времени
эволюции звезд с “выбросом” химических
элементов в окружающую среду:
– ~ 10-100 Myr – SN II, SN Ib/c (эволюция
массивных звезд c выбросом α-элементов)
– >~ 1 Gyr: SN Ia и АВГ (эволюция звезд
промежуточной массы, в том числе
двойных, SN Ia, с выбросом элементов
железного пика)
Избыток α-элементов по отношению к железу
свидетельствует об относительно коротком (< 1
Gyr) интервале времени звездообразования (SN Ia
не успели обогатить МЗС “железом”, в то время
как SN II/Ib/c уже успели обогатить МЗС αэлементами)
Примеры:
Содержание α-элементов
относительно железа: 
заметный избыток при
[Fe / H] < 0
Кратковременная эпоха
звездообразования в гало
Избыток магния в звездах
гало и толстого диска по
сравнению с молодыми
 звездами
-2.0
-1.0
0.0
• Химическая эволюция галактик
определяется:
– Звездным составом (спектром масс и функциями
светимости для звездных населений, временем
жизни звезд)
– “Выходом” ядерных реакций (массой
синтезируемых в звездах тяжелых элементов)
– Процессами химического обогащения МЗС
(звездный “ветер”, вспышки SN, гелиевые вспышки
RG, истечение вещества на стадии AGB)
– Историей звездообразования (зависимостью
SFR/SFE – темпа и эффективности
звездообразования – от времени)
– Механизмами перемешивания МЗС
– Кинематическими характеристиками диска
• Блок-схема
связей
звёздной
эволюции с
МЗС и
свойствами
Галактики
Первичный
коллапс
галактик
Звездообразование
Слияния
Галактик
и фрагментов
Приток и
отток
газа
Звездная
эволюция
Звездные
населения
Масса и
состав
МЗС
Потеря
массы
звездами
и их
“гибель”
Цвета,
спектры,
ИК-излучение
Сверхмассивная чёрная
дыра
Остатки
“Выход” элементов
• SN Ia:
– Аккреция
вещества на
СО WD в
двойной
системе
(<10-7 M0/yr)
– Слияние двух
WD
• 8-10M0 ?
• Элементы пика железа (~1M0),
α-элементы Mg, Si, S, Ar, Ca, …
• При взрыве белого CO-карлика:
•
•
→ 28Si + γ
28Si +28Si → 56Ni + γ
12C+16O
• Шкала эволюции WD (>1 Gyr)
• Шкала времени аккреции
> 1 Gyr (неск. Gyr для слияний
WD)
• Выброс: вспышка SN,
“сдувание” оболочки спутника
“Выход” элементов
• SN с
коллапсом
ядра - SN IISN Ib/c:
синтез
тяжелых
элементов
• 10M0 – 40M0
• α-элементы O, Ne, Mg, Si,
S, Ca, … , r-элементы,
Fe (~0.1M0)
• Шкала времени ~10 Myr
• Выброс: в основном
вспышка SN, а также
конвекция + истечение
вещества
“Выход” элементов в SN Ia
• A.Hirschmann et al. (2007) для разных
моделей детонации: много
радиоактивного 56Ni
Химическая эволюция: математическое
описание круговорота вещества в Галактике
Газ
Молодые звезды
“Гибель” звезд
Звездные остатки
Для чтения о химической эволюции:
• Matteucci Francesca
“The Chemical Evolution
of the Galaxy”
• Astrophysics and Space
Science Library, Vol.
253 (Kluwer Acad. Publ.,
2003)
Основные уравнения химической эволюции
Законы сохранения массы:
Суммарные текущие потери массы звездами:
Массы остатков
Эволюция химического состава (элемента Z):
“Выход” элемента Z
(7.6-7.7 для решения используют предположение быстрой (мгновенной)
“утилизации” обогащенной МЗС. Справедливо для обогащения МЗС SN II и
SN Ib/c. Для SN Ia и AGB требуются поправки к уравнениям
Решение системы уравнений химической эволюции:
численные методы
Основная гипотеза: мгновенная “утилизация” вещества МЗС
• Простейшие модели химической эволюции:
•
•
•
•
•
Closed-Box (замкнутая система, без обмена)
Leaky-Box (система с “утечкой” МЗС)
Accretion-Box (аккреция газа на галактику)
Тестирование моделей:
Пространственно-возрастное распределение
звезд, их химсостав и распределение МЗС в
диске галактики
• Функции светимости (или интегральные
характеристики – для других галактик, M/L)
• Распределение [Fe/H] и градиенты
химического состава d [Fe/H] / dRg
• Относительные обилия различных
химических элементов [A/Fe] и их градиенты
[Fe/H] vs возраст (наблюдения)
Используется для тестирования
Примеры:
O
Радиальный градиент
химического состава в
диске Галактики по
разным объектам (планетарные
туманности, HII, РЗС, цефеиды)
O
Fe
N
S
Разные характеристики звездообразования (SFR / SFE) и химическая
эволюция диска Галактики
• G-карлики, как тест истории звездообразования:
– Времена жизни на ГП больше или сравнимы с
возрастом диска Галактики
– Их распределение по возрастам и химическому
составу – хороший тест имеющихся моделей
химической эволюции диска Галактики
• “Проблема G-карликов”: наблюдается большой
дефицит G-карликов с [Fe/H] < -0.4 (< 0.4 Z0) по
сравнению с предсказаниями простейшей “замкнутой”
модели химической эволюции:
Кумулятивное распределение
Rocha-Pinto,
Maciel (MNRAS
V.279, P.447, 1996)
~520 G0-G9
• Возможные решения проблемы G-карликов:
–
–
–
–
Мгновенное начальное обогащение МЗС
Переменная во времени начальная функция масс звёзд (НФМ)
Проблемы с моделями звёздной эволюции и частотой SN Ia
Повышенное содержание металлов (стимулирует
звездообразование через более быстрое охлаждение газа)
– Аккреция газа на диск Галактики
Времена жизни и частота SN Ia
Разные НФМ
Звёзды гало:
Модель “closed box”
распределения [Fe/H]
довольно неплоха
Распределение
для быстрых
звезд
• Повышенное
содержание [α/Fe]
в толстом диске,
гало и балдже –
пример нарушения
гипотезы
“мгновенной
утилизации”
железа (из-за
большого времени
жизни пред-SN Ia
(>~1 Gyr для
M ≈ 5 MSun)
Спектральные классификации звёзд:
одномерная классификация
Энн Кэннон, Гарвард, 1900-е
(каталог HD - Henry Draper)
Классы: O-B-A-F-G-K-M
• Вдоль последовательности
ПАДАЕТ Teff
•
Классы делятся на 10 подклассов
• Физическое основание –
непрерывная зависимость
интенсивности
спектральных линий
разных химических
элементов от температуры
• Определяется по
отношению глубин пар
линий (LDR)
Примеры спектров
Teff , kK
Hε Hδ
Hγ
Hβ
Hα
Бальмеровские линии
Continuum
30-60 kK
O5 V
10-30 kK
B1 V
7.5-10 kK
A1 V
6-7.5 kK
F3 V
5-6 kK
G2 V
3.5-5 kK
K2 V
2-3.5 kK
M0 V
Na I
K+H
Ca II
Основные спектральные особенности
•
•
•
•
•
•
•
O
B
A
F
G
K
M
Линии He II и высокоионизованных атомов
Линии He I и низкоионизованных атомов, H
Интенсивные линии Бальмеровской серии водорода
Нейтральные атомы и металлы низкого возбуждения
Нейтральные металлы
Нейтральные металлы, молекулярные полосы
Широкие молекулярные полосы (TiO и др.)
С температурой как у (G)-K-M звезд:
• C (R, N) Углеродные звезды – полосы C2, CN, CO
• S
В спектре тяжелые молекулы (ZrO, YO, LaO)
• W (WN, WC, WO)
Звезды Вольфа-Райе (эмиссии),
T ~ 70000 K
• L T ~ 1300-2500 K (“коричневые” карлики)
• T T ~700-1300 K (метановые карлики)
Широкие
молекулярные
полосы
Как запомнить последовательность спектральных классов:
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now! *SLAP*
Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetie (мальчикам)
Oh Be A Fine Guy, Kiss My Lips Tenderly (девочкам)
Officially, Bill Always Felt Guilty Kissing Monica LewinskyTenderly
Oh Boy, A Flying Gimp Killed Me Last Tuesday
Only Blokes Are Fat, Girls Knit Much Larger Tights
Only Beer And Fine Grass Keep My Rattled Nerves Sane
Oh Big And Ferocious Gorilla, Kill My Roommate Now, Sir.
Only Big Astronomy Federal Grants Keep Money. Research Needs Support!
Our Brother, A Footsoldier, Got Killed Monday
Oh Bad And Furry Gorilla, Kill Me.
Only Bored Astronomers Find Gratification Knowing Mnemonics
Only Boys Advocating Feminism Get Kissed Meaningfully
Out Back A Friend Grows Killer Marijuana
Obviously Bill Always Felt Good Kissing Monica
Oh Boy An F-Grade Kills Me
Oh Boy, Astronomy Final's Gonna Kill Me (студентам)
Oven Baked Ants Fried Gently Keep Moist
Only Bogs And Fens Grow Kettle Magic
Oh Be A Fat Galah Kick Me
Oh Boy, A Fat Guy Killing Mom!
Oh Bollocks, A Flying Goat Killed Me
Oh Bugger, A Fat Girl Kicked Me!
Only Breakfasts Are Feasible Getting Krunchy Munchy
Спектры звезд: двумерная классификация
• MKK (Морган, Кинан, Келлман, 1943)
• Спектральный класс + класс светимости (IVII; сейчас 0-й класс приписывают
гипергигантам)
• Раньше использовали обозначения:
0
d (карлик),
g (гигант),
sg (сверхгигант)
Пример:
dG2 или
G2 V – Солнце
VI
sdG5 - субкарлик
У звезд одного спектрального класса
могут быть линии разной ширины
(индикатор светимости, различия в
lg g, т.е. Pe –
эффект
уширения
давлением)
Физические основы
• Спектральный класс отражает состояние ионизации элементов
• Оно определяется как Teff, так и lg g и выражается
уравнением Саха:
N  Pe 2u  ( 2me )3 / 2
5 / 2  ion / kT
 0
( kT ) e
0
3
N
u
h
• Здесь N+ и N0 – числа атомов в ионизованном и нейтральном
состоянии, Pe
= Ne kT – электронное давление, T –
эффективная температура, χion – потенциал ионизации, u+ и
u0 - статистические веса состояний
• Правая часть – растущая функция
температуры и падающая функция
потенциала ионизации
Физические основы
N Pe 2u ( 2me )
 0
0
3
N
u
h


3/ 2
5/ 2
( kT )
e
 ion / kT
• Отношение N+/N0 характеризует спектральный класс
• Pe характеризует давление газа, т.е. lg g (или класс
светимости)
•
• Две тенденции:
– Повышение температуры способствует ионизации
– Повышение давления способствует рекомбинации
Баланс между ними и определяет спектральный класс
Физические основы
N Pe 2u ( 2me )
 0
0
3
N
u
h


3/ 2
5/ 2
( kT )
e
 ion / kT
• Фиксируем N+/N0 (т.е. зададим спектральный класс)
• При бОльшем давлении Pe (т.е. lg
выполняться при бОльшей T
g) равенство будет
• Сл-но, карлик горячее гиганта
того же спектрального класса
Sp
PeV / PeIII
--------------------------
Сравнение электронных
давлений у карликов и
гигантов
A0
F0
G0
K0
M0
5.0
3.2
4.0
12.6
31.6
• Этим объясняется неоднозначность связи
спектрального класса с нормальным
цветом:
При одном спектре
карлик горячее
гиганта
При одном
показателе цвета
спектр карлика
“позднее” спектра
гиганта
Различия
растут с
уменьшением
температуры
Потенциалы ионизации (eV) некоторых атомов
Низкий
Высокий
Влияние различий в потенциалах ионизации
• Отношение интенсивностей Ilow χ / Ihigh χ растет со
светимостью (для одного спектрального класса)
• Для карлика и гиганта одного спектрального класса:
Известно много пар
линий, по которым
можно определять
светимости звезд,
например
lg(N+ Pe/N0)
I4063Å / I4077Å
Fe I (7.9 eV) /
Sr II (11.0 eV)
(классы F-G-K)
III
V
• Рекомендации по классификации звезд разных
спектральных классов по светимостям могут
быть найдены в книге “A digital spectral
classification atlas” (R.O. Gray) по адресу
• http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html
• Пример: F0. Высокой чувствительностью к светимости
отличаются линии ионизованных Fe и Ti: двойная бленда Fe II –
Ti II 4172-8Å, бленды
4395-4400Å, 4417 и
4444Å, интенсивность
которых оценивается
относительно менее
чувствительных линий
Ca I 4227Å, Fe I 4271Å
и Mg II 4481Å.
• Оценка точности спектрального
определения абсолютных величин
δMV ≈ 0.25m
• Точность определения расстояний
методом спектрального параллакса
δR / R ≈ (2.5/ln 10) δMV ≈ 12-13%
Двумерная спектральная классификация по данным
Вильнюсской фотометрии (UPXYZVS)
(Почти) свободные от влияния
поглощения трехцветные индексы:
QUPY
QPYV
QXYV
E (U  P )
 (U  P ) 
(P  Y )
E(P  Y )
E(P  Y )
 (P  Y ) 
(Y  V )
E (Y  V )
E( X  Y )
 (X Y ) 
(Y  V )
E (Y  V )
Обилие химических элементов и фотометрия
• Линии поглощения блокируют излучение в
непрерывном спектре и влияют на измеренный поток
излучения
Fcont
• Введем определение
коэффициента блокирования ε(λ)
как доли задержанного излучения:
𝜀 𝜆 =1−
𝜆+Δ𝜆
𝜆−Δ𝜆 𝐹𝜆
𝜆+Δ𝜆
𝜆−Δ𝜆 𝐹𝑐𝑜𝑛𝑡
𝜆𝑑𝜆
Fλ
𝜆 𝜆𝑑𝜆
2 Δλ
Зависимость коэффициента блокирования от
длины волны для некоторых звезд
Интегральный коэффициент
блокирования η (средняя
доля задержанного
излучения)
𝜂=
𝜆+Δ𝜆
𝜆−Δ𝜆 𝐹𝑐𝑜𝑛𝑡 𝜆
𝜆+Δ𝜆
𝜆−Δ𝜆 𝐹𝑐𝑜𝑛𝑡
𝜀 𝜆 𝜆𝑑𝜆
𝜆 𝜆𝑑𝜆
(1-η) – средняя доля
прошедшего излучения
sd (VI)
• Задержанное в линиях излучение должно как-то
высветиться (сохранение потока, идущего из недр
звезды !)
• Повышается уровень непрерывного спектра, что
“маскируется” под увеличение эффективной
температуры – это
BackWarming – ретротермический эффект
• Пусть T0 – истинная Teff , а T – “кажущаяся” Teff :
( 1   ) T   T0
4
T  T0
4
Вычислим изменение блеска в полосе Ri
1) Блокирование ослабляет блеск на
 F
cont
mBK  2.5lg
( ) Ri ( )(1    ) d 
 F
cont
0
( ) Ri ( )  d 
2) Ретротермический эффект увеличивает блеск на
 F
cont
mBW  2.5lg
 F
cont
(T ,  ) Ri ( )  d 
(T0 ,  ) Ri ( )  d 
Суммарный эффект называют бланкетированием.
В результате блеск в полосе Ri изменяется на
ΔmBlanketing = ΔmBK + ΔmBW
0
• При увеличении содержания тяжелых
химических элементов в фотосфере
интенсивность линий, блокирование и роль
ретротермического эффекта растут
• Знак эффекта бланкетирования определяется
балансом между блокированием и
ретротермическим эффектом
•
•
•
•
U: |ΔmBK| > |ΔmBW|  U слабеет
B: |ΔmBK| ≈ |ΔmBW|  B почт и не меняет ся
V: |ΔmBK| < |ΔmBW|  V ярчает
(U-B), (B-V) растут, звезда ярчает в V
Вектор
бланкетирования
Субкарлик
При увеличении “металличности”
звезда смещается в том же направлении,
что и под влиянием поглощения! (но с
другим наклоном).
На диаграмме ГР субкарлики лежат
левее и ниже ГП для звезд с нормальным химическим составом.
“УФ избыток”
Δ[Fe/H] ≈ - 0.2 δ(U-B)
ГП Гиад
Наклон линии:
Δ(U-B) / Δ(B-V) ≈ 2.1
Корреляция УФ-избытка относительно
Гиад с [Fe/H] позволяет определять
фотометрические металличности
Субкарлики на двухцветной
диаграмме для звезд
нормального химсостава
Влияние различий химического
состава на цвета и светимости
звезд
[Fe/H]=-2.0 -1.5 -1.0
-0.7
U-B
[Fe/H]=0
Субкарлики и линии ГП для металличностей
[Fe/H] = -0.7, -1.0, -1.5, -2.0
Бланкетирование незначительно
при высоких температурах
Содержание тяжелых
элементов:
100-кратный дефицит
10-кратный дефицит
Солнечный химсостав