Метод Занстра (Bymk; {guvmjg)
![Цветное изображение планетарной туманности напоминает по форме глаз. В центре видна маленькая звезда, вокруг неё наблюдается голубоватое сияние, затем видны оранжевые полосы, после которых наблюдается красная оболочка.](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b1/NGC7293_%282004%29.jpg/220px-NGC7293_%282004%29.jpg)
NASA, ESA, C.R. O’Dell (Университет Вандербильта)
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.
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 для определения эффективной температуры фотосферы звезды.
Метод Занстра для водородной туманности
[править | править код]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 , соответствующей энергии ионизации атома водорода равной 13,6 эВ:
- где — радиус сферы Стрёмгрена,
- — концентрации протонов и электронов,
- — светимость центральной звезды,
- — коэффициент рекомбинации для возбуждённых уровней атома водорода.
Отношение количества фотонов, испущенных туманностью в линии , и количества ионизирующих фотонов от центральной звезды можно оценить как:
- где — эффективный коэффициент рекомбинации для линии .
Для данной частоты излучения звезды отношение Занстра определяется как
- где и — потоки излучения на непрерывного спектра звезды и в линии 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
[править | править код]- 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