Метод Занстры - Zanstra method

В Метод Занстры метод определения температуры центральных звезд планетарные туманности. Он был разработан Герман Занстра в 1927 г.

Предполагается, что туманность оптически толстая в Лайман континуум, Что означает, что все ионизирующие фотоны от центральной звезды поглощается внутри nebula.Based на этом предположении, отношения интенсивностей звездной опорной частоты к небулярной линии, такие как Hβ может использоваться для определения эффективной температуры центральной звезды.

NGC 7293, Туманность спираль, планетарная туманность
Предоставлено: НАСА, ЕКА и К.Р. О'Делл (Университет Вандербильта).

Метод Занстры для туманности водорода

Для туманности с чистым водородом ионизационное равновесие утверждает, что количество ионизирующих фотонов от центральной звезды в единицу времени должно быть уравновешено скоростью рекомбинации протонов и электронов в нейтральный водород внутри Сфера Стрёмгрена туманности. Ионизации могут вызывать только фотоны с частотой не ниже ${ displaystyle nu _ {0}}$ , что соответствует потенциалу ионизации водорода, равному 13,6 эВ:

${ displaystyle int _ { nu _ {0}} ^ { infty} { frac {L _ { nu}} {h nu}} d nu = int _ {0} ^ {r_ {1 }} n_ {p} n_ {e} alpha _ {B} dV}$

Здесь, ${ displaystyle r_ {1}}$ - радиус сферы Стрёмгрена и ${ displaystyle n_ {p}, n_ {e}}$ - плотности протонов и электронов соответственно. Светимость центральной звезды обозначена как ${ displaystyle L _ { nu}}$ и ${ displaystyle alpha _ {B}}$ - коэффициент рекомбинации на возбужденные уровни водорода.

Затем можно оценить соотношение между числом фотонов, испускаемых туманностью в линии Hβ, и числом ионизирующих фотонов от центральной звезды:

${ displaystyle { frac {L _ { nu _ {H beta}}} { int _ { nu _ {0}} ^ { infty} { frac {L _ { nu}} {h nu }} d nu}} приблизительно h nu _ {H beta} { frac { alpha _ {H beta} ^ { text {eff}}} { alpha _ {B}}}}$

куда ${ displaystyle alpha _ {H beta} ^ { text {eff}}}$ - эффективный коэффициент рекомбинации для Hβ.

Учитывая звездную опорную частоту ${ displaystyle nu _ {s}}$ , то Коэффициент Занстры определяется

${ displaystyle Z = { frac {L _ { nu _ {s}}} { int _ { nu _ {0}} ^ { infty} { frac {L _ { nu}} {h nu }} d nu}} = h nu _ {H beta} { frac { alpha _ {H beta} ^ { text {eff}}} { alpha _ {B}}} { frac {F _ { nu _ {s}}} {F_ {H beta}}}}$

с ${ displaystyle F _ { nu _ {s}}}$ и ${ displaystyle F_ {H beta}}$ будучи потоки в звездной опорной частоте, так и в Нр, соответственно. Используя вторую формулу, отношение Занстры может быть определено путем наблюдений. С другой стороны, используя модели звездных атмосфер, теоретические отношения Занстры могут быть вычислены в зависимости от эффективной температуры центральной звезды, которая может быть зафиксирована путем сравнения с наблюдаемым значением Коэффициент Занстры.

Метод Занстры - Zanstra method

Метод Занстры для туманности водорода

Рекомендации