第四节 谱线形成-13.ppt

天体光谱学 §4.1 谱线饱和 IUE : 邻近星暴星系紫外谱(Ly?) +光学谱(H?,H?) 消光修正的 I(Ly?)/I(H?) case B； W(Ly?) 小于预期； 与金属丰度(O/H)无相关性； 极低的金属丰度：强Lyα发射！ 增大来自恒星的电离流量； 主导的冷却线（金属贫） 碰撞激发增大发射率（高的星云温度）。 → ~10% 以Ly?发射! 八、九十年代：对 原初星系Ly?搜寻不成功(星系数目少还是Ly?发射率低？） 对于 恒星形成率 的星系, Lyα流量 可探测极高红移原初星系的Ly?发射（假定与局地恒星形成星系产生Ly?类似） Valls-Gabaud (1993) Terlevich et al. (1993) 两金属贫星系 三、邻近星暴星系的观测 对太阳类型恒星，在 处， ，取 ，对等值宽度 的谱线，饱和效应才开始起作用。对这样一条谱线，线心光深小于0.1, 如此弱，只能在高分辨率、无谱线重叠的波段精确测量。所以，大气成分研究最好用生长曲线方法。 对较强的谱线，线心光深远大于1，改写： 则由S-S模型视圆面中心等值宽度表达式（2.25）： ⑤ ⑤ 若线心光深 很大：从 ，积分项→1；从 ，积分项→0。所以积分约为 类似，对M-E模型， 所以饱和时等值宽度 ，等值宽度随 极慢生长。 Linear portion Saturated portion Large Doppler width Small Doppler width 目前我们仅取谱线轮廓为高斯型，因 通常远小于1，所以高斯成分主导（除非在线翼）。在弱线或中等强度线中，线翼对总的等值宽度贡献很小。然而，线心饱和，线翼强度增大。随着强度的增大，线翼最终提供绝大部分的等值宽度。在这种情况下，可近似假定谱线轮廓为“纯洛仑兹”型轮廓（线翼为主） S-S模型下视圆面中心等值宽度： M-E模型 Linear portion Saturated portion Large Doppler width Small Doppler width Damping Portion Large Γ Small Γ 生长曲线：以正比于 量为横坐标，以正比于 量为纵坐标。曲线形状： 理论生长曲线与实测对比：可获得一些物理量（化学组成、激发温度、湍动速度、阻尼常数等）。 （第五章介绍） 线性增长部分：以45°倾角上升 ； 平坦的过渡部分：饱和区； 和阻尼有关的上升部分：阻尼区 。 §4.3 源函数 谱线形成问题中最困难的在于估算源函数 能级 和 的布居可通过 和 之间的碰撞和辐射跃迁及与其他能级间的跃迁定（统计平衡方程） 碰撞过程：碰撞跃迁含对碰撞粒子速度分布的积分。碰撞粒子的速度分布由频繁的弹性碰撞（只在碰撞粒子间交换能量）决定，因此，几乎总可以用麦克斯韦分布描述，以局地热运动温度刻画；非弹性碰撞（改变碰撞粒子的内部状态：激发和电离），使： 不同激发态的布居趋于热动平衡分布（玻尔兹曼分布， ） 不同电离态的布居趋于热动平衡分布（沙哈公式， ），所以碰撞过程趋于LTE分布，使 辐射过程：辐射跃迁速率依赖于局地辐射场（ 处平均辐射强度 ），如在星际介质中， 由微波辐射场提供（ ）；恒星照射的环星气壳（ ） 在这两种情况下，辐射场与局地热运动速度及温度 无任何关系。 即使线心很光厚，线翼也可能光学薄，因非弹性碰撞，线心光子 线翼光子。通过线翼NLTE效应引入。 辐射过程，使源函数偏离LTE值。 在大气顶部，辐射场被稀释（很少有内流辐射场），在顶部的光子将有较大的平均自由程，所以 不再局地定。 在一恒星内部，辐射场由Plack函数给出（对所有 ，以局地 描述）。在大气深处或特别对一强线光子，谱线光子的平均自由程极短，所以 局地定，最终由非弹性碰撞 。 大气原子吸收光子， ： LTE或NLTE：与大气内粒子数密度及辐射场强度密切关系。同一恒星大气里，靠近大气表面密度很低，偏离LTE严重；连续谱由比较深的大气层内的辐射所决定，LTE近似；吸收线由靠近表面的大气层中产生，NLTE处理。 光致激发后有充分时间自发跃迁而不被其他粒子所碰撞