Fizykaatmosfergwiazdowych

Transkrypt

1 Krzysztof Gęsicki Fizykaatmosfergwiazdowych Wykład kursowy dla studentów astronomii 2 stopnia wykład 2. trochę historii

2 liczymy fotony Masiewicz i Tutukow we wstępie do książki z 1988r. opisującej ewolucję gwiazd przedstawili następujące wyliczenia:

3 załóżmy, że całkowita powierzchnia zwierciadeł wszystkich teleskopów dostępnychastrofizykomwynosi100m 2 czas wykorzystania tej powierzchni wynosi 50 lat można obliczyć, że całkowita energia fotonów zebranych w ciągu tego czasu obserwacji przez zwierciadła teleskopów wyniesieokoło10 10 ergów urządzenia rejestrujące wychwycą tylko około 1% tej wartości. przeznaczmy tę energię na ogrzanie szklanki wody okażesię,żejejtemperaturawzrośnieo0.1 o C czyli 10 kalorii leży u podstaw współczesnej astrofizyki.

4 trochę historii badania gwiazd 0k.1600 BracheiKeplersądzili,żesupernowetogwiazdy,któresięrodzą 1789 Herschel porównywał badanie ewolucji gwiazd do badania życia roślin, sugerował, że mgławice planetarne to wczesna faza życia gwiazd na początku XIX w. Laplace wiedział, że obserwowane mgławice to galaktyki podobne do naszej, z gwiazdami w różnych stadiach tworzenia, które nieustannie zachodzi; gromady gwiazd to nie przypadek, lecz wspólne pochodzenie

5 jeszczewpołowiewxixw.w.uważano,że Słońce jest chłodne i twarde, a tylko jego zewnętrzna część jest rozpalona, np. wskutek padania komet lub meteorów na powierzchnię. Temperaturęszacowanood1500do stopni wpoł.xixw.obliczono(kelvinihelmholtz)że Słońce jako kula gazowa może świecić kosztem ściskania grawitacyjnego przezponad20mlnlat. obecnie wiemy, że uwzględnienie degeneracji materii wydłuża ten okres do 2 miliardów lat, przy prawie stałej jasności. Wówczas szacowano wiek Ziemi na miliony lat, co zgadzało się z ówczesnym oszacowaniem wieku Słońca

6 1844 Bessel obliczył pierwszego białego karła, na podstawie ruchów Syriusza, zaobserwowano go 18 lat później pod koniec XIX w. obliczano tzw. modele politropowe gwiazd, otrzymując temperatury w centrum ok. 17 mln stopni pod koniec XIX w. odkryto rozpad promieniotwórczy wiek Ziemi kilka miliardów lat, Słońce nie powinno być młodsze początek XX w. powstają diagramy H R, kryterium Jeans a, rozwój fizyki jądrowej połowa XX w. rozwój komputerów i obliczeń numerycznych

7 trochę historii spektroskopii 1802 William Wollaston jako pierwszy obserwował linie widmowe w świetle słonecznym: po prostu dostrzegł przerwy w widmie pryzmatycznym, myślał, że są to odstępy pomiędzy kolorami dziświemy,żeodpowiadałyoneliniomdsoduorazhikwapnia

8 Joseph Fraunhofer powtórnie odkrył linie widmowe, dokonał systematycznej inwentaryzacji linii, nazywając te najsilniejsze kolejnymi literami alfabetu do dzisiaj częściowo wykorzystujemy to nazewnictwo, choćnp.liniagokazałasiębyćpasmemmolekułych jego rysunki pokazują, że dostrzegał także setki słabszych linii widmowych dla wielu linii mierzył długości fali także omawiał widma Wenus i niektórych gwiazd

9 talk start talk files all talks FRAUNHOFER S DISCOVERY In 1814, Fraunhofer invented the spectroscope, and discovered 574 dark lines appearing in the solar spectrum. They are still called Fraunhofer lines. Kirchhoff and Bunsen showed in 1859 that they are atomic absorption features providing diagnostics-at-a-distance of the local conditions in the atmospheres of the Sun and other stars. scale in Ångstrom; 1 Å = 0.1 nm K & H: resonance lines of calcium ions G: rotation-vibration band of CH molecules F: Balmer-β line of hydrogen atoms b: three lines of magnesium atoms E: a group of lines of iron atoms D: two resonance lines of sodium atoms (the same as in street lights) C: Balmer-α line of hydrogen atoms B & A: rotation-vibration band of oxygen molecules in the Earth atmosphere

10 atlasy słoneczne: Fraunhofera z 1815, Kirchhoffa z 1861, Rowlanda z 1897 i z Utrechtu z Czarne kropki pokazują fragment widoczny poniżej OznaczonebugórytotrzyzielonelinieMgIwidocznewyraźniew3segmencie

11 dla porównania współczesne widmo Słońca

12 1823 William Herschel doszedł do wniosku, że linie widmowe muszą zawierać informację o składzie materii gwiazdowej w tamtych latach dość powszechnie sądzono, że wszystkie barwy powstają z mieszania trzech podstawowych, taka teoria nie dawała żadnych podstaw do wyjaśnienia obecności linii widmowych 1842 Becquerel fotografował widmo Słońca, rejestrując wiele niewidocznych linii zakresu ultrafioletowego

13 1860 Kirchhoff& Bunsen zauważyli, że linie absorpcyjne widm gwiazdowych są odwrotnościami linii emisyjnych tych samych cząstek obecnych w płomieniach palnika laboratoryjnego był to początek jakościowej spektroskopii anegdota mówi, że obserwując linie sodu w płomieniach odległego pożaru, doszli do wniosku, że kody linii widmowych są niezależne od odległości, co powinno pozwolić na ilościową analizę odległych obiektów Kirchhoff stwierdził, że żelazo,wapń,magnez,sód,nikielichromsąnapewnoobecnenasłońcu, a kobalt, bar, miedź i cynk prawdopodobnie też

14 Ojciec Secchi założył jezuickie obserwatorium w Watykanie sam był niezmiernie aktywny, w ciągu 30 lat napisał 700 artykułów i dwie książki zapoczątkował w 1864 klasyfikację widmową: typ2 podobnedosłonecznegozwielomaliniami typ1 białeiniebieskawezsilnymiliniamiwodoru typ3 podobnedobetelgezy,zpasmami typ 4 ciemno-czerwone z rozmytymi pasmami

15 Edward Pickering, dyrektor obserwatorium Harvard, zapoczątkował gromadzenie kolekcji płyt fotograficznych wdowa po Henrym Draperze przekazała znaczne sumy pieniędzy na te badania zamówiono kilka teleskopów wyposażonych w niskodyspersyjne pryzmaty obiektywowe, 5-minutowe ekspozycje pozwalały sięgnąć gwiazd 6 mag w polu 10 stopni kwadratowych Williamina Fleming wykonała większość pracy nad katalogiem Draper Memorial zawierającym gwiazd posługiwała się starą klasyfikacją Secchi ego, rozbudowując ją

16 Antonia Maury analizowała płyt o znacznie lepszej dyspersji, wprowadziła nowy schemat klasyfikacyjny z 22 klasami, który jednak był krytykowany jako zbyt skomplikowany wspomniany Pickering odkrył, że linie widoczne w widmie ζ Puppis spełniają równanie Balmera dla wodoru, ale z połówkowymi wartościami zamiast całkowitych. Przyporządkował je nowemu stanowi wodoru, dopiero Bohr zidentyfikował je jako He II Annie Cannon uaktualniła dawniejszą klasyfikację Fleming, biorąc pod uwagę linie zjonizowanego helu, jaknp.widocznewwidmieζpuppis

17 Miss Cannon utworzyła znany ciąg O-B-A-F-G-K-M z dziesiętnym podpodziałem

18 w 1911 Annie Cannon rozpoczęła pracę nad katalogiem Henry Drapera, klasyfikację gwiazd zakończyła po 4 latach osiągając średnią 30 widm na godzinę pracy(oczywiście miała pomocników) warto pamiętać, że ciągle była to klasyfikacja morfologiczna, choć sądzono. że jest ewolucyjna stąd pochodzą stosowane do dziś pojęcia wczesnych i późnych typów widmowych W ciągu życia Miss Cannon wykonała klasyfikacji dla porównania: Over the course of five years, SDSS-I imaged more than 8,000 square degrees of the sky, detecting nearly 200 million celestial objects, and it measured spectra of more than 675,000 galaxies, 90,000 quasars, and 185,000 stars.

19 Pickering z haremem pań zatrudnionych w charakterze komputerów

20 Annie Cannon

21 Annie Cannon( )

22

23

24

25 1908 Hertzsprung i 1913 Russel niezależnie od siebie sporządzili wykres jasności absolutnej w funkcji typu widmowego

26 1925 Cecilia Payne(pierwsza kobieta z dotoratem otrzymanym w Harvardzie) wykazała w pracy doktorskiej, że zmiany natężeń linii można wyjaśniać posługując się prawem jonizacji Sahy, czyli sekwencja typów widmowych jest funkcją temperatury, a gwiazdy mają podobny skład chemiczny

27 dzięki niej spektroskopia gwiazd przeszła od morfologii do astrofizyki u góry: obserwowane natężenia linii; u dołu: obsadzenia odpowiedniego dolnego poziomu obliczone z równań Sahy i Boltzmanna

28 w internecie znajdziemy nowsze wersje diagramu H-R przypisujące temperatury efektywne odpowiednim typom widmowym

29 albo

30 1938 MorganwprowadziłklasyjasnościI,II,III,IV,V Minnaert ze współpracwnikami określili szerokość równoważną i zapoczątkowali analizę metodą krzywej wzrostu 1940 szczegółowa inwentaryzacja widma słonecznego, tzw. Utrecht Atlas 1966 lista szerokości równoważnych dla linii widma Słońca tzw. tablice Moore itd.

31 współczesność mamy dostępne olbrzymie i rosnące bazy danych obserwacyjnych np. archiwum MAST danych z HST archiwum ESO liczne biblioteki widm poszczególnych obserwatoriów przegląd SDSS co parę lat udostępnia publicznie nowe dane projekt GAIA już są dostępne pierwsze dane

32 tempo wzrostu ilości nowych danych oszałamia: zanim jeden projekt zostanie przeanalizowany pojawiają się następne analiza obserwacji prowadzona jest automatycznie właściwie kilka wybranych projektów już zebrało więcej widm, niż nagromadziło się wcześniej w całej historii astronomii

33 dawne analizy widm atmosfer gwiazdowych oparte o pomiary szerokości równoważnych linii widmowych oraz metodę krzywej wzrostu zostały zastąpione metodami dopasowującymi do obserwacji widma syntetyczne prostsze modele 1D są dostępne publicznie oprócz sferycznie symetrycznych modeli 1D pojawiają się hydrodynamiczne modele 2D i 3D atmosfer gwiazd dostępne są narzędzia interaktywne automatyczne

34 problemów do wyjaśniania nie brakuje: budowa i ewolucja dysków Galaktyki cienkiego i grubego młode składowe gromad kulistych tempa utraty masy na różnych etapach ewolucji gwiazd itd.

35 trochę danych z USOSa Na przykładzie atomu dwupoziomowego wprowadzone zostanie równanie przepływu promieniowania oraz równanie równowagi statystycznej. Przedstawione zostanie powstawanie profilu absorpcyjnego i emisyjnego oraz warunki tzw. pełnej redystrybucji, wprowadzona funkcja źródłowa, wyjaśniona interpretacja fizyczna poszczególnych jej składników. Wprowadzone będzie pojęcie lokalnej równowagi termodynamicznej oraz omówione jego konsekwencje. Omówione zostanie rozwiązanie formalne równania przepływu promieniowania i na jego przykładzie jakościowa analiza interesujących prostych przypadków.

36 Przedstawione zostanie uogólnienie wcześniejszych rozważań na przypadki atomów wielopoziomowych i z przejściami do kontinuum. Wprowadzony zostanie szczegółowy opis przepływu promieniowania przez plazmę, omówione niektóre stosowane przybliżenia oraz metody numeryczne. Zaprezentowane zostaną najczęściej wykorzystywane w astrofizyce modele atmosfer gwiazdowych.

37 tematyka ćwiczeń obejmuje: kilka tradycyjnych zadań dotyczących zagadnienia przepływu promieniowania praktyczne zapoznanie się z modelem komputerowym tzw. atmosfery szarej praktyczne zapoznanie się z modelem komputerowym obliczającym widmo gwiazdowe

38 Kryteria oceniania: ćwiczenia: dwa raporty z obliczeń numerycznych przy zastosowaniu poznanego oprogramowania ocenakońcowatośredniaztychdwóchocen wykład: egzamin pisemny, 20 pytań z zakresu zaprezentowanego na wykładzie każde pytanie oceniane w skali 0-5 punktów 35punktówtoocena3,0, 50pto3,5 60pto4,0 70pto4,5 80pto5,0

39 prezentacje z wykładów zamieszczam na swojej witrynie: