Модель фотосферы

Фотосфера обозначает те поверхностные слои Солнца или звезды , из которых выходит оптическое излучение. Эти внешние слои звезды можно моделировать с помощью различных компьютерных программ. модели используются вместе с другими программами для расчета синтетических спектров звезд Часто расчетные . Например, варьируя предполагаемое содержание химического элемента и сравнивая синтетические спектры с наблюдаемыми, можно определить содержание этого элемента в этой конкретной звезде.По мере развития компьютеров сложность моделей увеличивалась, они становились более реалистичными за счет включения большего количества физических данных и исключения большего количества упрощающих предположений. Эта эволюция моделей также сделала их применимыми к различным типам звезд.

и вычислительные Общие методы предположения

термодинамическое равновесие ( ЛТР ) Локальное

Это предположение (ЛТР) означает, что в пределах любого локального вычислительного объема предполагается состояние термодинамического равновесия:

Приток излучения определяется спектром абсолютно черного тела, определяемым только локальной температурой. Затем это излучение взаимодействует с веществом внутри объема.
Число атомов или молекул, занимающих различные возбужденные энергетические состояния, определяется распределением Максвелла-Больцмана . Это распределение определяется энергиями возбуждения атомов и локальной температурой.
Число атомов в различных состояниях ионизации определяется уравнением Саха . Это распределение определяется энергией ионизации атомов и локальной температурой.

Плоскопараллельные сферические атмосферы и

Распространенным упрощающим предположением является то, что атмосфера плоскопараллельна, а это означает, что физические переменные зависят только от одной пространственной координаты: вертикальной глубины (т. е. предполагается, что мы видим звездную атмосферу «в лоб», игнорируя изогнутые части по направлению к краям). ). Для звезд, у которых фотосфера относительно толстая по сравнению с диаметром звезды, это не очень хорошее приближение, и более подходящим является предположение о сферической атмосфере.

Расширение атмосферы [ править ]

Многие звезды теряют массу в виде звездного ветра. Эти ветры могут быть настолько плотными, особенно для звезд, которые очень горячие (температура фотосферы > 10 000 Кельвинов) и очень яркие, и большая часть возникающего спектра формируется в «расширяющейся атмосфере», то есть в слоях, которые движутся наружу с высокой скоростью. скорость, которая может достигать нескольких тысяч километров в секунду.

Гидростатическое равновесие [ править ]

Это означает, что звезда в настоящее время не претерпевает каких-либо радикальных изменений в структуре, связанных с крупномасштабными пульсациями, потоками или потерей массы.

Длина и микротурбулентность смешивания

Это предположение означает, что конвективные движения в атмосфере описываются теорией длины смешивания, которая моделируется как подъем и распад пакетов газа. Для учета некоторых мелкомасштабных эффектов в конвективных движениях часто используется параметр, называемый микротурбулентностью. Микротурбулентность соответствует движению атомов или молекул в масштабах, меньших длины свободного пробега фотонов .

лечения непрозрачности Различные методы

Чтобы полностью смоделировать фотосферу, необходимо включить все линии поглощения каждого присутствующего элемента. Это неосуществимо, поскольку это потребовало бы огромных вычислительных затрат, а также не все спектры известны полностью. Поэтому необходимо упростить лечение непрозрачности. В моделях фотосферы используются следующие методы:

Выборка непрозрачности (ОС)

Выборка непрозрачности означает, что перенос излучения оценивается для ряда оптических длин волн, распределенных по интересующим частям спектра. Хотя модель улучшится при включении большего количества частот, выборка непрозрачности использует настолько малое количество, насколько это практически возможно, чтобы по-прежнему получить реалистичную модель, тем самым минимизируя время вычислений.

Функции распределения непрозрачности (ODF)

При использовании функций распределения непрозрачности спектры разбиваются на подучастки, внутри которых вероятности поглощения перестраиваются и упрощаются до одной гладкой функции. Подобно методу выборки непрозрачности, его можно улучшить за счет добавления большего количества интервалов, но за счет увеличения времени вычислений.

Различные модели [ править ]

Существует несколько различных компьютерных программ, моделирующих звездные фотосферы. Некоторые из них описаны здесь, а на некоторые из них есть ссылки в разделе «Внешние ссылки» ниже.

АТЛАС [ править ]

Код ATLAS был первоначально представлен в 1970 году Робертом Куруцем с использованием предположения о LTE, гидростатической и плоскопараллельной атмосфере. Поскольку исходный код общедоступен в Интернете, на протяжении многих лет он неоднократно изменялся разными людьми и в настоящее время существует во многих версиях. Существуют как плоскопараллельные, так и сферические версии, а также версии, использующие функции выборки непрозрачности или функции распределения непрозрачности.

МАРК [ править ]

Код MARCS (Модель атмосферы в радиационной и конвективной схеме) был первоначально представлен в 1975 году Бенгтом Густафссоном, Роджером Беллом и другими. Исходный код моделировал звездные спектры, предполагая, что атмосфера находится в гидростатическом равновесии, плоскопараллельном, с конвекцией, описываемой теорией длины смешивания. С тех пор эволюция кода включала в себя более качественное моделирование непрозрачности линий (выборка непрозрачности вместо функций распределения непрозрачности), сферическое моделирование и включение все большего количества физических данных.Сегодня в сети доступна большая сетка различных моделей.

ФЕНИКС [ править ]

Код ФЕНИКС «восстал из пепла» более раннего кода под названием SNIRIS и в основном разрабатывался Питером Хаушильдтом (Hamburger Sternwarte) с 1992 года; он регулярно обновляется и доступен в Интернете. Он работает в двух различных режимах пространственной конфигурации: «классическом» одномерном режиме, предполагающем сферическую симметрию, и трехмерном режиме. Он позволяет проводить расчеты для множества различных астрофизических объектов, то есть сверхновых, новых, звезд и планет. Он учитывает рассеяние и пыль и позволяет проводить не-ЛТР вычисления для многих видов атомов, а также ЛТР для атомов и молекул.

PoWR [ править ]

Код PoWR (Потсдам Вольфа-Райе) предназначен для расширения звездных атмосфер, т.е. для звезд со звездным ветром. Он разрабатывался с 1990-х годов Вольфом-Райнером Хаманном и сотрудниками Потсдамского университета (Германия) специально для моделирования звезд Вольфа-Райе , которые являются горячими звездами с очень сильной потерей массы. Принимая сферическую симметрию и стационарность, программа вычисляет числа заполнения состояний атомной энергии, включая баланс ионизации, в не-ЛТР, и последовательно решает проблему переноса излучения в сопутствующей системе отсчета. Параметры звездного ветра (скорость потери массы, скорость ветра) могут быть заданы как свободные параметры или, альтернативно, рассчитаны последовательно из гидродинамического уравнения.Поскольку код PoWR последовательно рассматривает статические и расширяющиеся слои звездной атмосферы, он применим для любых типов горячих звезд. Код как таковой пока не опубликован, но в сети доступны большие наборы моделей звезд Вольфа-Райе.

3D гидродинамические модели [ править ]

Предпринимаются попытки построить модели, не предполагающие LTE, и/или рассчитывать подробные гидродинамические движения вместо гидростатических предположений. Эти модели физически более реалистичны, но также требуют больше физических данных, таких как сечения и вероятности различных атомных процессов. Такие модели требуют больших вычислительных ресурсов и еще не достигли стадии более широкого распространения.

Применение моделей фотосфер [ править ]

Модели атмосфер, хотя и интересны сами по себе, часто используются как часть входных рецептов и инструментов для изучения других астрофизических проблем.

Звездная эволюция [ править ]

В результате звездной эволюции изменения внутреннего строения звезд проявляются и в фотосфере.

спектры Синтетические

Программы спектрального синтеза (например, Moog (код) ) часто используют ранее сгенерированные модельные фотосферы для описания физических условий (температура, давление и т. д.), через которые фотоны должны пройти, чтобы покинуть звездную атмосферу. Вместе со списком линий поглощения и таблицей содержания элементов программы спектрального синтеза генерируют синтетические спектры. Сравнивая эти синтетические спектры с наблюдаемыми спектрами далеких звезд, астрономы могут определить свойства (температуру, возраст, химический состав и т. д.) этих звезд.

См. также [ править ]

Звездная структура

Ссылки [ править ]

Грей, 2005, Наблюдение и анализ звездных фотосфер, Cambridge University Press.
Густафссон и др., 1975, Сетка моделей атмосфер для звезд-гигантов с дефицитом металлов I, Астрономия и астрофизика 42, 407-432.
Густафссон и др., 2008, Сетка моделей атмосфер MARCS для звезд поздних типов, Astronomy and Astrophysicals 486, 951-970.
Михалас, 1978, Звездные атмосферы, WH Freeman & Co.
Плез, 2008, Модель атмосферы MARCS, Physica Scripta T133, 014003
Руттен, Перенос излучения в звездных атмосферах.
Татум, Звездная атмосфера

Внешние ссылки [ править ]