Klasyfikacja widmowa wykład 2 Ewa Niemczura niemczura@astro.uni.wroc.pl

Gwiazdy typów widmowych A i F Gwiazdy typu A: Teff od ~7500 do ~10000K; M od ~1.4 do ~2.1 Msun Gwiazdy typu F: Teff od ~6000 do ~7500K; M od ~1.04 do ~1.4 Msun

Gwiazdy typów widmowych A i F

10000 K 9000 K 8000 K 7000 K 6000 K

Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – typ widmowy

Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – typ widmowy

Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – typ widmowy 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!

Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – klasa jasności

Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – klasa jasności 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

Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – klasa jasności

Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – klasa jasności 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

Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – klasa jasności

Gwiazdy typu widmowego A Część optyczna – klasa jasności 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).

Gwiazdy typu widmowego A Efekt rotacji

Gwiazdy typu widmowego A Efekt rotacji

Gwiazdy typu widmowego A Efekt rotacji

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

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

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

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am Sr II

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.

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.

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

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Am 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.

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

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

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.

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap

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. 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.

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

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

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Dominujące osobliwości chemiczne

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Dominujące osobliwości chemiczne

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap 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.

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

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

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Gwiazda Przybylskiego Najsilniejsze linie: jednokrotnie zjonizowane lantanowce; Fe: mniej obfity Linie: promet Pm, technet Tc Czas połowicznego rozpadu: Tc: 4.2x106 lat Pm: 17.7 lat

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.”

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Gwiazda Przybylskiego

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Ap Gwiazda Przybylskiego

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

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Boo

Gwiazdy chemicznie osobliwe typu Boo 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). (1) Spectral type deduced from the Ca IIK line is the same as from the overall metallic lines but the hydrogen lines indicate a later one, or in the Yerkes notation: Sp(k)=Sp(m)<Sp(h), (2) Luminosity class V, (3) Hydrogen lines typical for Population I, (4) No strong shell features, (5) StrÄomgren and Geneva colors typical for Pop- ulation I.

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

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). The best known of these stars is HD 106223, a star that has been variously classified in the literature as a λ Boo star, a horizontal-branch star, or an Intermediate Population II star. Its spectral type is near F3. A possible way to distinguish the thick-disk stars from λ Bootis stars is to determine the abundances of carbon, nitrogen, oxygen, and sulfur. It turns out that many λ Bootis stars, while showing significant underabundances of the heavier elements, have nearly solar abundances of C, N, O, and S (see Venn & Lambert 1990).

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 (1) Spectral type deduced from the Ca IIK line is the same as from the overall metallic lines but the hydrogen lines indicate a later one, or in the Yerkes notation: Sp(k)=Sp(m)<Sp(h), (2) Luminosity class V, (3) Hydrogen lines typical for Population I, (4) No strong shell features, (5) Strömgren and Geneva colors typical for Pop- ulation I.

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). Michaud & Charland (1986) suggested that the peculiar chemical abundances on the stellar surfaces are due to selective accretion of circumstellar (CS) material. Due to gravitational settling and radiative acceleration, it is then mixed in the shallow convection zone of the star. This explains why the anomalous abundance pattern is similar to that found in the gas phase of the interstellar medium (ISM) in which refractory elements like iron and silicon have condensed into dust grains. Later on, Kamp & Paunzen (2002) and Martinez-Galarza et al. (2009) developed a model which describes the interaction of the star with its local ISM and/or CS environment. As a result, different levels of underabundance are produced by different amounts of accreted material relative to the photospheric mass. The small fraction of this star group on the main-sequence (MS) is explained by the low probability of a star-cloud interaction and by the effects of meridional circulation, which dissolves any accretion pattern a few million years after the accretion has stopped. The hot end of this model is due to significant stellar winds for stars with Teff >12 000K whereas the cool end, at about 6500 K, is defined by convection which prevents the accreted material manifesting at the stellar surface. Strong support for the selective accretion scenario has been given by Folsom et al. (2012) who found that half of their sample of Herbig Ae/Be stars exhibit the characteristic l Bootis type abundance pattern. We know that the density of CS material around Herbig Ae/Be stars is very high, perfectly suited as the source for accretion. …λ Bootis stars mimicked those in the interstellar medium where refractory metals are incorporated into dust grains and C, N, O, and S remain in the gas phase. If gas and dust can be separated near the star and the metal-depleted gas accreted by the star while the dust is blown away, the chemical abundances in the photosphere will be diluted, making the star look metal-weak. Turcotte & Charbonneau (1993) and Turcotte (2002) have shown that an accretion rate of at least 10−14M yr−1 is required to produce the observed abundances. Gray & Corbally (2002) suggest that the gas is associated with a circumstellar disk (the observation of discrete accretion events—see Holweger & Rentzsch-Holm 1995—suggests the gas might come from cometary bodies), while Kamp & Paunzen (2002) have suggested that accretion occurs when the star wanders into an interstellar cloud.