Mätning av stjärnors avstånd:

Transkript

1 4 Stjärnor Stjärnor är gasklot. Hög temperatur gasen i form av plasma, dvs. med fria elektroner och joner. Stjärnornas energi produceras (i normala fall) med kärnreaktioner (fusion). För att bli en stjärna måste gasklotet vara tillräckligt stort. Solen är en "normal" stjärna. Stjärnornas massa, ljusstyrka, radie och temperaturer varierar mycket, men samband mellan dessa råder. Stjärnorna befinner sig normalt i jämvikt: Gravitationen, som strävar att dra ihop stjärnan, balanseras av den heta gasens tryck, som strävar att utvidga stjärnan. 79

2 4.1 Stjärnors avstånd och rörelse Mätning av stjärnors avstånd: Nära stjärnor (upp till ett par hundra pc) mäts med hjälp av den trigonometriska parallaxen (see avsnitt 2.11). För längre avstånd används t.ex. fotometrisk avståndsberäkning. Solens närmaste grannstjärna är Proxima Centauri, vars avstånd är 1.3 pc. Mätning av stjärnors rörelse: 1. Tangentialhastigheten syns som egenrörelse och mäts med astrometri. 2. Radialhastigheten syns som Doppler förskjutning (v/c = λ/λ) och mäts med spektrometri. 80

3 4.2 Stjärnors spektra Största delen av vår kunskap om stjärnor baserar sig på analys av deras spektra, dvs. hur strålningen fördelar sig på de olika våglängderna. spektrallinjer (absorptionseller emissionslinjer): ր Uppkommer vid atomers (eller molekylers) energiövergångar "fingeravtryck" av olika grundämnen (och molekyler) kontinuerligt spektrum: Beror på stjärnans temperatur svartkroppsstrålning. Våglängden för energitoppen av en stjärnas strålning kommer således att bero på stjärnans temperatur stjärnans färg beror på temperaturen. 81

4 Harvard-klassifikationen: Stjärnorna klassificeras enligt temperatur. C / O B A F G K M \ S Ramsa för att minnas spektralklasserna: Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! 82

5 Harvardklassifikationen: klass eff. temperatur färg framträdande (K) spektrallinjer O blåviolett HeI, HeII B blåvit HeI, HI A vit HI, CaII F gulvit CaII, FeII G gul CaII, metaller K orange neutr. metaller M röd TiO C- och S-klassens stjärnor: Temperatur K, skiljer sig kemiskt från M-klassen. Klasserna indelas i underklasser 0 9. Yerkes-klassifikationen: Klassificering enligt ljusstyrkan (luminositeten). Ia ljusstarkaste superjättar Ib ljussvagare superjättar II ljusstarka jättar III normala jättar IV underjättar V huvudserien 83

6 Solens spektralklass är G2v. Exempel på stjärnspektra Om man placerar stjärnorna i ett sk. Hertzsprung-Russel diagram enligt temperatur och absolut magnitud (eller ljusstyrka) kommer huvudserien att framträda som en linje. 84

7 Hertzsprung-Russel diagram Superjättar Jättar Vita dvärgar Underjättar Solen տ Huvudserien ց 85

8 Största delen av stjärnorna är i huvudserien: stjärnornas "normala" tillstånd. I huvudserien kommer en stjärna med en bestämd massa att ha en bestämd temperatur, radie och luminositet. Stjärnornarnas massor är solmassor (M ). Ljusstyrkan varierar mellan 10 4 L 10 7 L. I huvudserien är ljusstyrkan L M 3. Spektralanalys ger även stjärnornas kemiska sammansättning, i allmänhet: 3/4 väte 1/4 helium halten (högst några %) av tyngre grundämnen varierar Stjärnor vars spektra avviker från det normala kallas pekuliära, ex: CP-stjärnor (Chemically Peculiar): Huvudserie-stjärnor med avvikande kemisk sammansättning 86

9 4.3 Solen Solen är en typisk medelstor stjärna. Solens ålder är ca 4.6 miljarder år Solen består av: 73 % väte 25 % helium 2 % övriga grundämnen Solen producerar energi med effekten W genom fusion: Protonproton cykeln där väte fusioneras till Helium. Energin frigörs i enlighet med E = mc 2, där m är minskningen av massan i fusionsreaktionen och c är ljuset hastighet. Solen har hittills förbränt ca 5 % av sitt väte. 87

10 Proton-proton cykeln (ppi-grenen) Energin produceras i solens kärna, där temperaturen är ända upp till T 16 miljoner K. Solens inre är radiativ, dvs. energin förs vidare via strålning. Den radiativa regionen omges av ett konvektivt skikt, där energin transporteras med konvektion. Massflöden och turbulens i plasman magnetfält. 88

11 Solens egenskaper: massa M kg radie R m effektiv (yt)temperatur T eff 5785 K temperatur i kärnan T c K luminositet L W spektralklass G2v absolut visuell magnitud M V 4.83 Solens olika skikt: radiativ kärna konvektiv mantel atmosfär heliosfär 89

12 Solens atmosfär (Bilder: NASA): 1. Fotosfären: Den "synliga" solen. Fotosfären ca 400 km tjock. Konvektionen syns som en ständigt föränderlig "grynig" strutkur, granulation. 2. Kromosfären: 2000 km tjock, syns vid total solförmörkelse som en tunn skära eller ring. 3. Övergångsskikt: Utanför kromosfären, ett par tusen km tjockt. Kromosfären övergår i koronan. Temperaturen stiger till 1 miljon K. 4. Koronan: Syns vid solförmörkelse. Temperaturen är ca 1 miljon K stark röntgenstrålning. Koronan hettas av elektriska strömmarinducerade av magnetfält. Koronan avger partiklar i form av solvind, som även träffar jordens magnetosfär. 90

13 Solen roterar differentiellt: Rotationsperioden är ca 25 dagar vid ekvatorn och över 30 dagar vid polerna. Solens konvektion och rotation orsakar magnetisk aktivitet (Bilder: KVA, NASA): solfläckar spikuler plager protuberanser flares korona-utbrott (Coronal mass ejections) ր Solfläckarnas antal förändras cykliskt med en (irreguljär) period av ca 11 år. Bilder: R.A.Rohde, NASA) 91

14 Solen har en magnetisk cykel på ca 22 år, pariteten på magnetfältet byts vart 11:e år. Magnetiskt "fjärils-diagram": Magnetfältets latitudinella medelvärde. Vid början av solfläcks-cykeln är solfläckarna på högre latituder, senare allt närmare ekvatorn fjärilsdiagram. Solens aktivitet påverkar klimatet på jorden, perioder av minimal aktivitet har sammanfallit med kalla perioder: Oort-minimum Wolf-minimum Spörer-minimum Maunder-minimum Dalton-minimum

15 4.4 Stjärnornas struktur och utveckling Stjärnornas uppkomst Stjärnor uppkommer i de kalla inre delarna av interstellära moln. (Jmf. solsystemets uppkomst.) Gravitationen gör att molnet drar ihop sig. Ofta uppkommer stjärnor i grupper där, där ett stort interstellärt moln fragmenteras till olika stjärnsystem. Stjärnor förekommer ofta som dubbelstjärnor (och trippelstjärnor osv.). Två eller flera stjärnor bildas av samma molnfragment. När fragmentet blir tillräckligt tätt, kan (den gravitationella) energin inte stråla ut helt temperaturen stiger en protostjärna uppkommer. 93

16 När temperaturen blir tillräckligt hög kärnreaktionerna startar. För att detta skall ske måste stjärnan ha en massa av minst 0.08M (M = solens massa). M < 0.08M brun dvärg. M > 100M stjärnan instabil och förstörs av strålningstrycket. När stjärnan har stabiliserat sig inleds huvudseriefasen: Stjärnan producerar energi främst genom att "förbränna" väte till helium. Stjärnan är i jämvikt. Ju större en stjärna är desto kortare tid i huvudseriefasen, dvs. kortare "livstid" En stjärna av spektralklassen O: Ca 5 miljoner år Solen är i huvudserien ca 10 miljarder år En M dvärgstjärna: Ca 100 miljarder år. 94

17 4.4.2 Stjärnornas struktur under huvudseriefasen En stjärnas struktur beror främst på dess massa. Stjärnor med massan0.08m 0.26M : energiproduktionen: fusion H He genom proton-proton cykeln hela stjärnan är konvektiv Stjärnor med massan0.26m 1.5M : energiproduktionen: fusion H He genom proton-proton cykeln stjärnans inre radiativ, yttre konvektiv M > 1.1M konvektiv kärna Stjärnor med massan > 1.5M : energiproduktionen: fusion H He genom kol-kväve-syre cykeln, effektivare än pp-cykeln men kräver högre temperatur stjärnans inre är konvektiv och yttre delen radiativ 95

18 4.4.3 Utvecklingen efter huvudseriefasen När vätet tar slut i kärnan av stjärnan avstannar energiproduktionen och stjärnan hamnar i ojämvikt. Stjärnor med massan0.08m 0.26M : eftersom hela stjärnan är konvektiv kommer den att blandas om och väte-halten i hela stjärnan kommer småningom att minska till slut består stjärnan av nästan bara helium stjärnan kommer att krympa och temperaturen stiga en vit dvärg temperaturen kommer inte att stiga tillräckligt högt för att fusion med helium blir möjlig stjärnan kommer småningom att kallna 96

19 Copyright Notice Stjärnor med massan0.26m 8M : vätet tar slut i kärnan H-förbränningen fortsätter utåt i ett skal. He-kärnans massa ökar när H-förbränningen fortsätter stjärnans yttre delar utvidgas stjärnan blir större och kallare röd jätte gravitationen pressar ihop kärnan temperaturen stiger fusionsreaktion där He "förbränns" till kol startar när He tar slut i kärnan fortsätter förbränningen utåt i ett skal två skal där förbränning sker: H och He stjärnan blir instabil, kan kasta ut materia planetär nebulosa när fusionsreaktionerna tar slut, kollapsar stjärnan vit dvärg 97

20 Stjärnor med massan > 8M : stjärnan blir en röd jätte, på motsvarande sätt som mindre stjärnor om massan är > 12M nukleära reaktioner kommer att fortsätta ända till järn stjärnan får skal av successivt (inåt) tyngre grundämnen (väte - helium - kol- syre - kisel) som fusioneras fusion med järn kräver energi, så energiproduktionen avstannar vid järn fusionsreaktionerna i kärnan tar slut kärnan kollapsar när den blir tillräckligt stor fusionsreaktionerna i de yttre delarna accelererar snabbt de yttre delarna exploderar som en supernova kärnan blir kvar neutronstjärna eller ett svart hål 1 4 H, He 4 He C, O 28 Si 56 Fe 98

21 Supernova remnanten Cassiopeia A (Hubble ST, STScI) Grundämnen tyngre än helium produceras via stjärnornas utveckling. Grundämnen tyngre än järn, som kräver energi för att fusioneras, uppstår vid supernova-explosioner 99

22 4.5 Kompakta stjärnor Kompakta stjärnor är slutprodukten av stjärnornas utveckling. Deras densitet har ökat genom att stjärnan har kollapsat. Beroende av massan blir den kompakta stjärnan en vit dvärg, en neutronstjärna eller ett svart hål. Vita dvärgar: slutprodukten av mindre stjärnor (< 8M ) ex. Sirius B, har solens massa men jordens radie kommer med tiden att kallna svart dvärg Sirius B, Lick Obs. 100

23 Neutronstjärnor: uppkommer då en stjärn-kärna med massan större än1.4m kollapsar (vid supernova) diameter 10 km densiteten i kärnan kg/m 3 antas bestå nästan bara av neutroner (neutron-gröt) eller hyperoner på ytan ett tunnt lager med tunga grundämnen starkt magnetfält roterar ofta snabbt, ex. pulsarer med P rot 1/1000 s Pulsarerna i M1 och Vela (NASA/PSU/ G.Pavlov et al.) 101

24 Svarta hål: massan för en kollapsande stjärnkärna är minst 1.5 2M graviationen så stor att ljuset inte når ut Schwarzschild-radien R S = 2GM c 2 (för att bli ett svart hål måste jorden krympa till en boll med radien 9 mm) gammautbrotten kan ha samband med uppkomsten av ett svart hål vid en supernova-explosion svarta hål kan endast observas indirekt: T.ex. materia som accelereras kring svarta hålet tiotals svarta hål med ca en stjärnas massa har observerats i vår galax massiva svarta hål i centrum av galaxer Bilder: NASA 102

25 4.6 Dubbelstjärnor En stor del av alla stjärnor hör till system med två eller flera stjärnor. På basis av hur man upptäcker dessa används klassifikationen: Visuella dubbelstjärnor syns som två skilda stjärnor man kan direkt mäta båda kompenenternas ljusstyrka, spektrum och rörelse Astrometriska dubbelstjärnor endast en kompent ses stjärnans rörelse avslöjar att den har en följeslagare Fotometriska dubbelstjärnor komponenterna kan inte upplösas förmörkelsevariabler: ljusstyrkan ändras när komponenterna skymmer varandra 103

26 Spektroskopiska dubbelstjärnor komponenterna kan inte upplösas spektret avslöjar att det finns fler än en stjärna: två överlagrade stjärnspektra eller periodisk Doppler-förskjutning Klasifikationen av dubbelstjärnor kan även ske på basen av inbördes avstånd, som kan variera från direkt kontakt till hundratals AU. Dubbelstjärnors rörelse ger t.ex. deras massor. Förmörkelsevariabler stärnornas radier. Man kan även undersöka stjärnornas fysik, flöde av materia mm. Skiss av röntgen-dubbelstjärna 104

27 4.7 Variabla stjärnor Många stjärnors ljus varierar märkbart regel- eller oregelbundet t.ex. under instabila skeden av stjärnans utveckling före och efter huvudseriefasen. Pulserande stjärnor: stjärnans strålning varierar pulsartat på grund av instabilitet ex. Mira: Magnituden varierar mellan 2 och 10, period 330 d. andra ex. Cepheiderna, W Virginisstjärnorna, RR Lyrae- stjärnorna (används i avståndsmätningar) 105

28 Eruptiva variabler: stjärnans ljusstyrka varierar oregelbundet (eruptioner) t.ex. dubbelstjärnsystem med massflöde mellan stjärnorna ex. flare-stjärnor, T Tauri-stjärnor, novor, supernovor Rotationsvariabler: variabiliteten beror på fläckar på stjärnans yta (jmf. solfläckar) ex. RS CVn- och FK Comae-stjärnor fläckarna orsakar À ½ ½ variabilitet i stjärnans ljusstyrka och spektral-linjer HD en FK Comae-typs stjärna med fläckar (Hackman, 2004) 106

29 4.8 Stjärnhopar Stjärnorna är inte jämt utspridda i rymden utan grupperade. Stjärnhoparnas stjärnor har uppkommit samtidigt. Associationer: några tiotal stjärnor glest utspridda kommer att upplösas Öppna hopar: består av upp till några hundra stjärnor kommer att upplösas består av nya stjärnor Klotformiga hopar: M35 &M3,DVAA stjärnor hög stjärntäthet i centrum stabila gamla stjärnor, nya klotormiga hopar uppstår inte i Vintergatan endel kan vara rester av små galaxer 107

30 Uppgift 8: Nedan finns HR-diagram för tre öppna stjärnhopar och en typisk klotformig stjärnhop. Hur och varför skiljer de sig från varandra? Bilder: Perryman (1998), Wikipedia 108