Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://lnfm1.sai.msu.ru/ao/old/inasan.html
Дата изменения: Fri Oct 29 14:15:41 2004
Дата индексирования: Mon Oct 1 22:11:43 2012
Кодировка: Windows-1251
Поисковые слова: п п п п п x

Курсовые работы в ИНАСАН

Руководитель - д.ф.-м.н., вед.науч.сотр. ИНАСАН Л.И. Машонкина

1. Определение эффективных температур звезд по Бальмеровским линиям водорода (для студентов 1 - 4 курсов)

Исходные данные.
Наблюдения (в электронном виде)
- Атлас солнечного спектра,
- спектры высокого разрешения для F, G, K-звезд;
Программа для расчета синтетического спектра SIU;
Сетка моделей атмосфер.

Что нужно сделать?

(объем и сложность работы будут определяться в зависимости от курса обучения; для студентов младших курсов могут быть исключены или сокращены пункты 5 - 8)
1) Познакомиться с теоретическими основами зависимости эквивалентной ширины Бальмеровской линии от эффективной температуры (Тэфф) звезды.
2) Освоить методику расчета синтетического спектра по программе SIU (Spectral Investigation Utilities). SIU
работает в диалоговом режиме, и даже студенту 1 курса по силам это сделать.
3) На примере Солнца освоить методику определения Тэфф из анализа профилей линий Ha и Hb.
4) Проверить чувствительность метода к неопределенности двух других параметров атмосферы звезды, поверхностному ускорению силы тяжести g и металличности [Fe/H].
5) Определить Тэфф для нескольких F, G, K-звезд.
6) Найти в литературе результаты определения Тэфф для тех же звезд другими методами и сравнить со своими данными.
7) Оценить границы применимости метода (для звезд различной металличности - нижнюю границу для Тэфф и диапазон g).
8) По литературным данным построить и проанализировать корреляцию Тэфф , определенных по Бальмеровским линиям и методом инфракрасных потоков.

Литература:

Грей Д. 1980, Наблюдения и анализ звездных фотосфер. М.: Мир
Михалас Д. 1982, Звездные атмосферы, т.1, 2. М.: Мир
Fuhrmann K., Axer M., Gehren T. - Astron. Astrophys. 1994, v.285, p.585

2. Определение содержания железа у звезд различных составляющих Галактики по спектрам высокого разрешения (для студентов 3 - 4 курсов)

Что нужно сделать?

1) Познакомиться с теоретическими основами формирования спектральных линий в рамках гипотезы ЛТР, зависимости профилей и эквивалентных ширин линий от атомных параметров, параметров атмосферы звезды, поверхностного поля скоростей.
2) Освоить методику расчета синтетического спектра по программе SIU (Spectral Investigation Utilities).
3) Из анализа солнечного спектра выбрать линии FeII, пригодные для исследования; из анализа профиля для каждой линии определить солнечное значение log (eFe gi fij).
4) Определить [Fe/H] и микротурбулентную скорость Vmic для выборки F, G, K-звезд с известными параметрами, Тэфф и g.
5) Вычислить ошибки определения [Fe/H] и Vmic , обусловленные неопределенностью параметров атмосферы звезды, Тэфф и g.
6) Сравнить свои результаты с литературными данными.
7) Проанализировать результаты с учетом принадлежности звезд к определенным типам галактического населения: тонкому диску, толстому диску и гало.

Литература:

Грей Д. 1980, Наблюдения и анализ звездных фотосфер. М.: Мир
Марочник Л.С., Сучков А.А. 1984, Галактика. М.: Наука
Михалас Д. 1982, Звездные атмосферы, т.1, 2. М.: Мир
Fuhrmann K. - Astron. Astrophys. 1998, v.338, p.161