Метод Занстра

Ме́тод За́нстра (англ. Zanstra method) — метод определения температуры фотосферы звёзд в центре планетарных туманностей, возбуждающих их свечение. Метод разработал нидерландский астроном Герман Занстра в 1927 году.

NGC 7293, Туманность Улитка, планетарная туманность
NASA, ESA, C.R. O’Dell (Университет Вандербильта)

При определении температуры звезды по методу Занстра предполагается, что окружающая звезду газовая туманность оптически плотная в континууме Лаймана, что означает, что все фотоны от центральной звезды с энергиями достаточными для ионизации атомов водорода в туманности поглощаются внутри туманности.

На основе этого предположения о полном поглощении можно использовать отношение интенсивности излучения сплошного спектра звезды вблизи линии Бальмера и в линии Бальмера $\mathrm {H\beta }$ для определения эффективной температуры фотосферы звезды.

Метод Занстра для водородной туманности

Для туманности, состоящей только из водорода, динамически равновесная ионизация означает, что в единицу времени число ионизирующих фотонов от центральной звезды уравновешивается темпом рекомбинации протонов и электронов в атомы нейтрального водорода внутри сферы Стрёмгрена туманности. Ионизация атомов водорода может происходить только под воздействием фотонов с частотой не менее $\nu _{0}$ , соответствующей энергии ионизации атома водорода равной 13,6 эВ:

\int _{\nu _{0}}^{\infty }{\frac {L_{\nu }}{h\nu }}d\nu =\int _{0}^{r_{1}}n_{p}n_{e}\alpha _{B}dV,

где

r_{1}

— радиус сферы Стрёмгрена,

n_{p},\ n_{e}

— концентрации протонов и электронов,

L_{\nu }

— светимость центральной звезды,

\alpha _{B}

— коэффициент рекомбинации для возбуждённых уровней атома водорода.

Отношение количества фотонов, испущенных туманностью в линии $\mathrm {H\beta }$ , и количества ионизирующих фотонов от центральной звезды можно оценить как:

{\frac {L_{\nu _{H\beta }}}{\int _{\nu _{0}}^{\infty }{\frac {L_{\nu }}{h\nu }}d\nu }}\approx h\nu _{H\beta }{\frac {\alpha _{H\beta }^{\text{eff}}}{\alpha _{B}}},

где

\alpha _{H\beta }^{\text{eff}}

— эффективный коэффициент рекомбинации для линии

\mathrm {H\beta }

.

Для данной частоты излучения звезды $\nu _{s}$ отношение Занстра определяется как

Z={\frac {L_{\nu _{s}}}{\int _{\nu _{0}}^{\infty }{\frac {L_{\nu }}{h\nu }}d\nu }}=h\nu _{H\beta }{\frac {\alpha _{H\beta }^{\text{eff}}}{\alpha _{B}}}{\frac {F_{\nu _{s}}}{F_{H\beta }}},

где

F_{\nu _{s}}

и

F_{\mathrm {H\beta } }

— потоки излучения на непрерывного спектра звезды и в линии

\mathrm {H\beta }

соответственно.

Используя вторую формулу отношение Занстра можно получить из наблюдений.

С другой стороны, применяя модели звёздных атмосфер, можно вычислить теоретическое отношение Занстра в зависимости от эффективной температуры центральной звезды. Сопоставление с наблюдаемым значением позволяет оценить эффективную температуру звезды.

Литература

Kwok, Sun (2000), The Origin and Evolution of Planetary Nebulae, Cambridge University Press
Osterbrock, Donald E. (1989), Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei, University Science Books

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.