астрофизику)
Лекции 7-8 Определение температур и радиусов
звезд
1.Определение температуры в приближении АЧТ
2.Эффективная температура по моделям звездных фотосфер
3.«Прямой» метод определения Те
4.Понятие об астроклимате
5.Интерферометрические методы определения радиусов звезд
6.Фотометрический радиус звезд
Температуры звезд
- энергия, излучаемая АЧТ в единицу времени с единицы площади
λmax = 0.0029 Te
Е = σ Те4 - полная энергия
(λ от 0 до ∞)
Температуры звезд
В широком интервале длин волн излучение звезд весьма точно совпадает с функцией Планка, в то время как в области корот- ких и радио волн спектр имеет нетепловой характер.
Для примера приведен
спектр Солнца.
Распределение энергии, полученное моделях фотосфер звезд с разными температурами показывает, что температурными критериями могут быть: - наклон пашеновского
континуума;
-величина
бальмеровского
скачка
(λ=3646А)
в
lg F λ
Температуры звезд
Te
Наклон пашеновского континуума (на рис. вверху)
lg(F4000/F7000) –
надежный критерий для
температур до 104К, а |
7000 |
величина бальмеровского |
|
скачка |
) |
4000 |
|
|
/F |
lg(F3646+/F3646-) |
lg (F |
лучше работает для |
|
горячих звезд, поскольку в области температур ниже 104К величина скачка
зависит еще и от ускорения силы тяжести lg g на поверхности звезды.
Температуры звезд
lgg |
) |
|
- |
|
3646 |
|
/F |
|
3646+ |
|
lg(F |
Температуры звезд
Для определения температур по моделям фотосфер необходимы спектральные наблюдения, которые доступны для достаточно ярких звезд. Поэтому для массовых определений температур звезд используютс фотометрические критерии – показатели цвета, напри (В-V), который в первую очередь зависит от температ (и весьма слабо зависит от ускорения и хим. состава).
На следующем рисунке представлена калибровка показателя цвета (B-V) по эффективной температуре для звезд главной последовательности. (При этом над помнить, что цвет должен быть исправлен за межзвез покраснение света.)
Температура, тыс. К
Температуры звезд
40
К - е пп
20
е
10
6
4
-0.2 |
0.0 |
0.4 |
0.8 |
(B-V) |
Калибровка эффективной температуры для звезд ГП
Температуры звезд
Если мы имеем возможность получить абсолютный наблюдаемый поток излучения звезды во всем интерв длин волн(болометрический) и независимо определит угловой диаметр звезды, то эффективная температур вычисляется следующим образом:
|
|
|
|
|
1 |
|
|
|
|
|
4 |
||
|
|
F( )d |
|
|||
|
|
|
||||
Te |
|
0 |
|
|
|
|
|
1 |
|
1 |
|
||
|
|
|
R 2 |
|
||
|
|
4 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|||
|
|
|
|
r |
|
|
где R – радиус звезды, r – расстояние до нее. Этот метод может считаться прямым.
Радиусы звезд
Угловое разрешение в оптическом диапазоне ограничивается не дифракцией и аберрациями, а турбулентностью в атмосфере. Луч, проходя атмосферу, преломляется и отклоняется, причем величина и направление отклонения быстро меняются со временем (10-1000Гц).
Средний размер неоднородности в атмосфере (радиус когерентности r0) составляет 5-15 см. Если
диаметр телескопа меньше, то основное искажение заключается в наклоне волнового фронта и изображения звезды
колеблется как целое. Большие телескопы создают тысячи подобных изображений, в сумме дающие турбулентный диск.
В лучших климатических условиях турбулентный диск составляет 1"-0.5".
Дифракционный же диск
Θ=1.22λ/d
у современных телескопов (d~1-10метров) составляет сотые доли угловой секунды, что при отсутствии атмосферы позволило бы напрямую разрешить диски многих звезд (близких и гигантов).