Atmosferas Estelares e Transferência Radiativa

A luz que recebemos de uma estrela é moldada pela sua passagem através da atmosfera, e a equação de transferência radiativa descreve como a absorção e a emissão ao longo do caminho determinam o espectro emergente.

Definition

Transferência radiativa é a descrição de como a radiação se propaga através de um meio que a absorve, emite e espalha, e uma atmosfera estelar é a camada externa de uma estrela na qual essa transferência determina o espectro que escapa para o espaço.

Scope

O tópico abrange a estrutura das atmosferas estelares, a equação de transferência radiativa e sua solução, as fontes de opacidade contínua e de linha, a suposição de equilíbrio termodinâmico local e sua quebra, a formação de linhas de absorção e as atmosferas modelo usadas para interpretar os espectros observados.

Core questions

• Como a equação de transferência descreve a luz que escapa de uma estrela?
• O que define a opacidade das atmosferas estelares?
• Quando o equilíbrio termodinâmico local é uma suposição válida?
• Como as linhas de absorção se formam em uma atmosfera?

Key concepts

• equação de transferência
• função fonte
• profundidade óptica
• opacidade
• equilíbrio termodinâmico local
• atmosfera modelo
• escurecimento de bordo

Key theories

A equação de transferência radiativa

A mudança na intensidade ao longo de um raio é igual à emissão menos a absorção definida pela opacidade e função fonte; resolver esta equação através de uma atmosfera modelo produz o contínuo emergente e os perfis de linha que são comparados com os espectros observados.

Opacidade, equilíbrio e formação de linhas

Opacidades contínuas e de linha de átomos, íons e o íon hidrogênio negativo controlam onde na atmosfera diferentes comprimentos de onda se originam; sob equilíbrio termodinâmico local, as populações seguem a temperatura, mas linhas fortes e camadas rarefeitas exigem tratamento fora do equilíbrio.

Mechanisms

Os fótons que viajam para fora através da atmosfera são absorvidos e reemitidos de acordo com a opacidade local e a função fonte; camadas mais profundas e quentes contribuem com o contínuo, enquanto comprimentos de onda específicos são bloqueados pela opacidade de linha em gás sobrejacente mais frio. A profundidade da qual a radiação de um dado comprimento de onda escapa, definida por onde a profundidade óptica atinge a ordem da unidade, fixa sua intensidade observada.

Clinical relevance

Modelos de transferência radiativa de atmosferas são o elo essencial entre a teoria e a observação na astronomia estelar: eles convertem espectros em temperaturas, gravidades e abundâncias, sustentam a calibração de parâmetros estelares em grandes levantamentos, e a mesma física de transferência se aplica a atmosferas planetárias e ao meio interestelar.

History

Schwarzschild e Milne desenvolveram a teoria inicial do equilíbrio radiativo em atmosferas, Chandrasekhar sistematizou a transferência radiativa na década de 1940, e Unsold e Mihalas construíram a estrutura moderna de atmosferas modelo e formação de linhas fora do equilíbrio usada hoje.

Key figures

• Subrahmanyan Chandrasekhar
• Dimitri Mihalas
• Edward Milne
• Albrecht Unsold

Seminal works

• chandrasekhar1960
• mihalas1978

Frequently asked questions

O que é profundidade óptica?

A profundidade óptica mede a quantidade de material absorvente ao longo de uma linha de visada; a radiação escapa mais prontamente da camada onde a profundidade óptica em direção ao observador é cerca de um, então diferentes comprimentos de onda efetivamente vêm de diferentes profundidades na atmosfera.

O que significa equilíbrio termodinâmico local?

É a suposição de que em cada ponto o gás se comporta como se estivesse em equilíbrio na temperatura local, então as populações atômicas seguem leis estatísticas simples; isso simplifica muito a análise, mas falha em camadas de baixa densidade e para linhas espectrais fortes.