Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

KLASYFIKACJA WIDMOWA WYKŁAD 2 Ewa Niemczura

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "KLASYFIKACJA WIDMOWA WYKŁAD 2 Ewa Niemczura"— Zapis prezentacji:

1 KLASYFIKACJA WIDMOWA WYKŁAD 2 Ewa Niemczura

2

3 Gwiazdy typów widmowych A i F Gwiazdy typu A: T eff od ~7500 do ~10000K; M od ~1.4 do ~2.1 M sun Gwiazdy typu F: T eff od ~6000 do ~7500K; M od ~1.04 do ~1.4 M sun

4 Gwiazdy typów widmowych A i F

5 10000 K 9000 K 8000 K 7000 K 6000 K

6 Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – typ widmowy

7

8 Linie wodoru – maksimum ~A2 Linie wapnia Ca II K; Linie metali, Fe I (4271 Å, 4046 Å, 4383 Å), Ca I (4226 Å), Mn I (4030 Å) Problem: linie wodoru i linie metali (np. Fe II i Ti II) – czułe na klasę jasności (logg). Rozwiązanie: Ca II K, stosunek linii Ca II K do H  lub H  – podstawowe kryterium typu widmowego. Dla gwiazd „normalnych” – taki sam typ widmowy uzyskuje się trzema metodami. Gwiazdy chemicznie osobliwe (CP): linie Ca II K mogą być słabe, linie metali: osobliwe!

9 Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – klasa jasności

10 Podstawowe kryterium: skrzydła linii H (< A6-A7); Linie wodoru są czułe na klasę jasności i typ widmowy; proces iteracyjny; ~F2 – linie wodoru nie są czułe na klasę jasności

11 Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – klasa jasności

12 Podstawowe kryterium: skrzydła linii H (< A6-A7); Linie wodoru są czułe na klasę jasności i typ widmowy; proces iteracyjny; ~F2 – linie wodoru nie są czułe na klasę jasności > A7 – klasa jasności ze zjonizowanych linii Fe i Ti

13 Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – klasa jasności

14 Podstawowe kryterium: skrzydła linii H (< A6-A7); Linie wodoru są czułe na klasę jasności i typ widmowy; proces iteracyjny; ~F2 – linie wodoru nie są czułe na klasę jasności; > A7 – klasa jasności ze zjonizowanych linii Fe i Ti; stosunki natężeń linii Fe II, lub linii Ti II do Fe I. W pobliżu A7 – trudno wyznaczyć klasę jasności (szczególnie trudno jest odróżnić karły od olbrzymów). Problem: Gwiazdy CP (np. gwiazdy Boo).

15 Gwiazdy typu widmowego A Efekt rotacji

16

17

18 Efekty rotacji: Poszerzenie linii widmowych (problemy z klasyfikacją, oddzielny zestaw gwiazd); Zmiana atmosfery gwiazdy; rozkład temperatury i przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni gwiazdy; rotacja różnicowa;

19 Gwiazdy typu widmowego A Efekt rotacji Efekty rotacji: Przykład: Vega, A0Va, standard MK

20 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am Am, gwiazdy metaliczne typu A: typy widmowe: A, wczesne F, typy widmowe z linii Ca II K są wcześniejsze niż typy widmowe z linii wodoru; typy widmowe z linii wodoru są wcześniejsze niż typy widmowe z linii metali. np. typ widmowy gwiazdy 63 Tau: kA1.5hA9mF3

21 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am Sr II

22 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am Am, gwiazdy metaliczne typu A: typy widmowe: A, wczesne F, typy widmowe z linii Ca II K są wcześniejsze niż typy widmowe z linii wodoru; typy widmowe z linii wodoru są wcześniejsze niż typy widmowe z linii metali. np. typ widmowy gwiazdy 63 Tau: kA1.5hA9mF3 ALE (ang: anomalous luminosity effect): linie 4395–4444Å i 4417Å – karzeł; Fe II/Ti II 4172–9Å – olbrzym.

23 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am Am, gwiazdy metaliczne typu A: typy widmowe: A, wczesne F, typy widmowe z linii Ca II K są wcześniejsze niż typy widmowe z linii wodoru; typy widmowe z linii wodoru są wcześniejsze niż typy widmowe z linii metali. np. typ widmowy gwiazdy 63 Tau: kA1.5hA9mF3 ALE (ang: anomalous luminosity effect): linie 4395–4444Å i 4417Å – karzeł; Fe II/Ti II 4172–9Å – olbrzym. Osobliwy skład chemiczny: Ca i Sc – mniejsze obfitości; pierwiastki z grupy żelaza, metale ciężkie i pierwiastki z grupy ziem rzadkich – większe obfitości.

24 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am Linie: Sc, Sr, Y, Zr, Ca, Fe Gebran i in. (2010)

25 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am

26 Mechanizm powstawania gwiazd Am: chemiczna separacja wzbudzona przez przyspieszenie promieniste i grawitacyjne. Zwykłe gwiazdy typu A: separacja pierwiastków chemicznych < efekt rotacji (cyrkulacja południkowa). Gwiazdy typu Am wolno rotują: separacja pierwiastków chemicznych > mieszanie wywołane cyrkulacją południkową. Późniejsze typy widmowe: silna konwekcja.

27 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am Teoria drogi mieszaniaKonwekcja turbulentna Przestrzeliwanie konwektywne B. Smalley, Spring School of Spectroscopic Data Analyses, Wrocław 2013

28 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am Podsumowanie Skomplikowane typy widmowe; Osobliwości składu chemicznego; Efekt ALE; Powolna rotacja; Większość w układach podwójnych; Gwiazdy pulsujące; Pola magnetyczne.

29 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap: pierwiastki mają nietypowe obfitości (większe niż słoneczne). Większość gwiazd Ap to gwiazdy Bp (temperatury efektywne, brak linii He); najchłodniejsze to gwiazdy typu F.

30 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap

31 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap: pierwiastki mają nietypowe obfitości (większe niż słoneczne). Większość gwiazd Ap to gwiazdy Bp (temperatury efektywne, brak linii He); najchłodniejsze to gwiazdy typu F. Klasyfikacja widmowa: Linia Ca II K; linia ta jest często nietypowa (słaba lub silna), lub ma nietypowy kształt, korelacja z temperaturą efektywną jest słaba; Linie wodoru; w przypadku ekstremalnych gwiazd Ap struktura atmosfery jest zmieniona, co powoduje nietypowy kształt linii H.

32 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Linie wodoru: anomalia centrum-skrzydła

33 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Linie wodoru: anomalia centrum-skrzydła

34 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap

35 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Dominujące osobliwości chemiczne

36

37 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap

38 Skomplikowana blenda w widmie gwiazdy Ap: najważniejszy jest Eu II, linie Fe I i Fe II, pierwiastków z grupy ziem rzadkich Ce II i Gd II także są istotne.

39 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Interesujące przypadki Cl Co Au Hg …

40 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Interesujące przypadki kB8 hB8 II HeA0 mA2 Ib Si Pole magnetyczne

41 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Gwiazda Przybylskiego Najsilniejsze linie: jednokrotnie zjonizowane lantanowce; Fe: mniej obfity Linie: promet Pm, technet Tc Czas połowicznego rozpadu: Tc: 4.2x10 6 lat Pm: 17.7 lat

42 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Gwiazda Przybylskiego „(…) the impression of being at a museum of horrors or perhaps errors." „We're not in Kansas any more.”

43 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Gwiazda Przybylskiego

44

45 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Podsumowanie Gwiazdy (bardzo!) chemicznie osobliwe; Trudne do klasyfikacji widmowej; Większość rotuje wolno; Plamy na powierzchni (tak jak gwiazdy Bp); Gwiazdy magnetyczne (model skośnego rotatora) – zmienne linie widmowe; Pole magnetyczne: od kilkuset G do kilkunastu kG; Stratyfikacja w atmosferze; roAp – szybko pulsujące gwiazdy Ap (np. gwiazda Przybylskiego).  UMa

46 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Boo

47 Gwiazdy λ Bootis: bardzo rzadkie obiekty (~2%); gwiazdy typu B9.5 – F0 (F3) populacji I; mniejsze obfitości metali; słaba linia Mg II 4481Å; typowe linie „szelowe”, jak Ca II 3968Å są słabe (widmo nie jest typowo „szelowe”); pierwiastki lekkie (C, N, O i S) mają słoneczne obfitości; szerokie linie H, lub osobliwe linie H (szerokie skrzydła, wąskie centrum).

48 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Boo Prędkości rotacji – typowe dla gwiazd typu A. Pola magnetyczne – brak?; Gwiazdy pulsujące (typu  Doradus);

49 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Boo Problemy z klasyfikacją: Gwiazdy trudne do odróżnienia od gwiazd gałęzi horyzontalnej ze słabymi liniami metali; Dolna granica temperatury, < F0 (gwiazdy o obniżonej zawartości metalu, Pośrednie gwiazdy Populacji II); Rozwiązanie: obfitości C, N, O i S (dla Boo powinny być słoneczne).

50 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Boo Gwiazdy λ Bootis, klasyfikacja widmowa: typ widmowy z linii Ca II K = typ widmowy z linii metali typ widmowy z linii wodoru jest późniejszy F0V kA1 mA1.5 λBoo klasa jasności V linie wodoru typowe dla gwiazd Populacji I fotometria Strömgrena i Genewska typowa dla gwiazd Populacji I

51 Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Boo Gwiazdy typu λ Bootis: Możliwe wyjaśnienie CP (małe obfitości metali, CNOS słoneczne): Selektywna akrecja materii okołogwiazdowej. W wyniku osiadania grawitacyjnego i przyspieszenia promienistego ulega ona mieszaniu w wąskiej warstwie konwekcyjnej – dlatego skład chemiczny jest podobny do ISM (w którym niektóre pierwiastki kondensują w ziarna pyłu). Różne składy chemiczne gwiazd typu λ Bootis wynikają z różnych ilości zaakreowanej materii względem masy fotosfery. Mała liczba gwiazd tego typu – małe prawdopodobieństwo zajścia oddziaływania gwiazda – ISM. Górna granica temperatur: wiatr gwiazdowy; dolna granica: konwekcja (mieszanie zaakreowanej materii).

52


Pobierz ppt "KLASYFIKACJA WIDMOWA WYKŁAD 2 Ewa Niemczura"

Podobne prezentacje


Reklamy Google