fotosfera modelo - Model photosphere

Alguns passos essenciais em análise de modelo de atmosfera para determinar abundâncias estelares (Figura por Bengt Gustafsson, Astronomical Observatory, Uppsala).

O photosphere indica a essas camadas superficiais solares ou estelares a partir do qual escapa radiação óptica. Estas camadas exteriores estelares podem ser modelados por diferentes programas de computador. Muitas vezes, os modelos calculados são utilizados, em conjunto com outros programas, para calcular sintética espectros de estrelas . Por exemplo, em fazer variar a abundância assumida de um elemento químico, e comparando os espectros de síntese para os observados, pode ser determinada a abundância do que o elemento em que estrela em particular. Como os computadores têm evoluído, a complexidade dos modelos aprofundou, tornando-se mais realista em incluir mais dados físicos e excluindo mais das hipóteses simplificadoras. Esta evolução dos modelos também fez-lhes aplicável a diferentes tipos de estrelas.

suposições comuns e métodos computacionais

Local termodinâmica Equilibrium (LTE)

Esta suposição (LTE) significa que dentro de qualquer volume computacional local, o estado de equilíbrio termodinâmico é assumido:

  • O fluxo de radiação é determinado por um espectro de corpo negro definido por apenas a temperatura local. Esta radiação, em seguida, interage com a matéria dentro do volume.
  • O número de átomos ou moléculas que ocupam diferentes estados de energia animado é determinado pela distribuição de Maxwell-Boltzmann . Esta distribuição é determinada pelas energias de excitação Atómica, a temperatura local.
  • O número de átomos em diferentes estados de ionização é determinada pela equação de Saha . Esta distribuição é determinada pela energia de ionização atômica, ea temperatura local.

Plano paralelo e atmosferas esféricas

Um pressuposto simplificando comum é que a atmosfera é plano paralelo, o que significa que as variáveis ​​físicas dependem de um espaço de coordenadas apenas: a profundidade vertical (isto é, supõe-se que vemos na atmosfera estelar "head-on", ignorando as porções de curvas para os membros ). Em estrelas onde o photosphere é relativamente espessa em comparação com o diâmetro estelar, esta não é uma boa aproximação e um pressuposto de uma atmosfera esférica é mais apropriado.

expansão atmosferas

Muitas estrelas de perder massa na forma de um vento estelar. Especialmente para estrelas que são muito quente (temperaturas fotosféricos> 10,000 Kelvin) e muito luminosas, estes ventos pode ser tão denso que os componentes principais do espectro emergente são formados numa "atmosfera expansão", isto é, em camadas que se movem para fora, com um elevado velocidade que pode chegar a alguns 1000 km / s.

equilíbrio hidrostático

Isto significa que a estrela não está atualmente passando por mudanças radicais na estrutura envolvendo pulsações de grande porte, corre ou perda de massa.

Mistura comprimento e microturbulence

Esta suposição significa que os movimentos convectivos no ambiente são descritos pela teoria de mistura de comprimento, modelada como as parcelas de gás ascendente e desintegrantes. Para explicar alguns dos efeitos de pequena escala em movimentos convectivos, um parâmetro chamado microturbulence é frequentemente utilizado. O microturbulence corresponde aos movimentos de átomos ou moléculas em menor escala do que o fotão caminho livre médio .

Diferentes métodos de tratamento de opacidade

Para modelar completamente a fotosfera seria preciso incluir cada linha de absorção de cada elemento presente. Esta não é viável porque seria computacionalmente muito exigente, e também todos os espectros não são totalmente conhecidos. Portanto, é necessário para simplificar o tratamento de opacidade. Os métodos utilizados em modelos fotosfera incluem:

  • amostragem opacidade (OS)

Amostragem opacidade significa que a transferência radiativa é avaliada por um número de comprimentos de onda ópticos distribuídos por as partes interessantes do espectro. Embora o modelo iria melhorar com mais freqüências incluído, amostragem opacidade usa tão poucos como prático, ainda obter um modelo realista, minimizando assim o tempo de cálculo.

  • As funções de distribuição opacidade (ODF)

Em usando funções de distribuição de opacidade, os espectros são divididos em subsecções, dentro do qual as probabilidades de absorção são rearranjadas e simplificadas para uma função suave. Semelhante ao método de amostragem opacidade, isto é melhorada pela adição de mais intervalos, mas ao custo de prolongar o tempo de computação.

modelos diferentes

Existem vários tipos de códigos de computador disponíveis modelagem fotosferas estelares. Alguns deles são descritos aqui e alguns deles estão ligados em "Ligações externas" abaixo.

ATLAS

O código ATLAS foi apresentado originalmente em 1970 por Robert Kurucz usando o pressuposto de LTE e atmosferas paralelas hidrostáticos e planas. Desde que o código fonte está disponível publicamente na web, foi alterada por diferentes pessoas inúmeras vezes ao longo dos anos e hoje existe em muitas versões. Existem tanto paralelas planas e esficas versões, bem como aqueles que utilizam funções de amostragem de opacidade ou de distribuição de opacidade.

Marcs

Os (Atmosferas modelo em radiativa e convectiva Esquema) bagaços código foi originalmente apresentada, em 1975, por Bengt Gustafsson, Roger Bell e outros. O código original simulados espectros estelares assumindo a atmosfera para estar em equilíbrio hidrostático, plano paralelo, com convecção descrita pela teoria de comprimento de mistura. A evolução do código tem desde envolvido melhor modelação do opacidade linha (opacidade amostragem em vez de funções de distribuição de opacidade), modelagem esférica e incluindo um número crescente de dados físicos. Hoje em dia uma grande grade de diferentes modelos estão disponíveis na web.

FÉNIX

O código PHOENIX é "ressuscitado das cinzas" de um código anterior chamado SNIRIS e desenvolvido principalmente por Peter Hauschildt (Hamburger Sternwarte) a partir de 1992; é regularmente actualizado e disponibilizado na web. Corre-se em dois modos diferentes de configuração espacial: o modo unidimensional "clássico", assumindo simetria esférica, e o modo tridimensional. Ela permite cálculos para muitos objetos astrofísicos diferentes, ou seja, supernovas, novae, estrelas e planetas. Considera espalhamento e poeiras e permite cálculos não-LTE ao longo de muitas espécies atómicas, mais LTE mais átomos e moléculas.

powr

O código (Potsdam Wolf-Rayet) powr é projetado para expandir atmosfera estelar, ou seja, para as estrelas com um vento estelar. Ele foi desenvolvido desde os anos 1990 por Wolf-Rainer Hamann e colaboradores da Universität Potsdam (Alemanha), especialmente para a simulação de Wolf-Rayet , que são estrelas quentes com perda de massa muito forte. Adotando simetria esférica e estacionariedade, o programa calcula os números de ocupação dos estados de energia atômica, incluindo o equilíbrio de ionização, em não-LTE, e consistentemente resolve o problema de transferência radiativa no quadro comóvel. Os parâmetros vento estelar (taxa de perda de massa, a velocidade do vento) pode ser especificado como parâmetro livre, ou, alternativamente, calculado a partir da equação hidrodinâmico de forma consistente. Como o código powr trata consistentemente as camadas estáticas e expansão da atmosfera estelar, é aplicável para quaisquer tipos de estrelas quentes. O código como tal ainda não é público, mas grandes conjuntos de modelos para Wolf-Rayet são disponíveis na web.

3D hidrodinâmicos modelos

Há esforços para construir modelos não assumindo LTE, e / ou computação os movimentos hidrodinâmicas detalhados em vez de suposições hidrostática. Estes modelos são fisicamente mais realista, mas também exigem mais dados físicos, tais como cortes transversais e probabilidades para diferentes processos atômicos. Tais modelos são computacionalmente bastante exigente, e ainda não chegou a uma fase de distribuição mais ampla.

Aplicações do Modelo fotosferas

Atmosferas modelo, apesar de interessante em seu próprio direito, são freqüentemente usados ​​como parte de receitas de entrada e ferramentas para o estudo de outros problemas astrofísicos.

Evolução estelar

Como resultado da evolução estelar, mudanças na estrutura interna de estrelas se manifestam na fotosfera.

espectros sintético

Programas de síntese espectrais (por exemplo Moog (código) ) modelo usam muitas vezes gerado anteriormente fotosferas para descrever as condições físicas (temperatura, pressão, etc ...), através do qual fotões devem viajar para escapar a atmosfera estelar. Em conjunto com uma lista de linhas de absorção e uma tabela abundância elementar, programas de síntese espectrais gerar espectros sintéticos. Ao comparar estes espectros sintéticos para espectros observados de estrelas distantes, astrônomos podem determinar as propriedades (temperatura, em geral, a composição química, etc ...) destas estrelas.

Veja também

estrutura estelar

Referências

  • Gray, de 2005, A observação e análise de fotosferas estelares, Cambridge University Press
  • Gustafsson et al., 1975, Uma grade de modelo atmosferas para deficientes em metais gigante Estrelas I, astronomia e Astrofísica 42, 407-432
  • Gustafsson et al., 2008, Uma grade de Marcs ambientes modelo para estrelas do tipo tarde, Astronomia e Astrofísica 486, 951-970
  • Mihalas de 1978, atmosferas estelares, WH Freeman & Co.
  • Plez de 2008, bagaços ambientes modelo, Physica Scripta T133, 014003
  • Rutten, transferência radiativa em atmosferas estelares
  • Tatum, atmosferas Stellar

links externos