Översiktskurs i astronomi Lektion 8: Mer om stjärnor. Helium-flash. Harvardklassifikationen. rntyper: O, B, A, F, G, K, M (R, N, S, L, T) Stjärntyper

Transkript

1 Översiktskurs i astronomi Lektion 8: Mer om stjärnor Nästa supernova i vår v r närhet? n Helium-flash Kanske Eta Carinae,, fick ett utbrott i mitten av talet. Sannolikt mycket massive (100 solmassor) Avstånd: 2500 pc Eller Betelgeuse i Orions stjärnbild. Avstånd: 200 pc. Halva mängden m helium i kärnan k omvandlas till kol påp ca 10 s Energi motsvarande ca 1 miljard stjärnor av solens typ produceras i kärnan Varför r har dåd ingen sett en Helium- flash? Förmodligen för f r att energin går g åt t till att ändra stjärnans inre struktur och inte strålas ut från stjärnans yta Upplägg Spektralklassifikation av stjärnor OBAFGKM Luminositetsklassfikation av stjärnor Dvärgar, jättar, j superjättar Avståndsbest ndsbestämning Dubbelstjärnor Stjärnornas massor Variabla stjärnor Harvardklassifikationen Stjärntyper rntyper: O, B, A, F, G, K, M (R, N, S, L, T) 1

2 Harvardklassifikationen Minnesramsor Det är stjä stjärnans yttemperatur (Teff) som avgö avgör vilka linjer och band man ser i ett spektrum Stjä Stjärntyper: rntyper: O, B, A, F, G, K, M Några minnesramsor: Oh Be A Fine Girl Kiss Me Right Now Även Guy Only Boys Accepting Feminism Get Kissed Meaningfully Our Brother Andrew Found Green Killer Martians Stjä Stjärnspektra - repetition Klass Teff Färg Framträ Framträdande spektrallinjer/band Exempel O blå blåviolett Jon. och neutralt He δ Ori B blå blåvit Neutralt He och H Rigel A vit Starka HH-linjer Sirius F gulvit Svagare H, jon. Ca, Fe Canopus G gul Jon. Ca, metaller solen K orange Neutrala metaller Arcturus M röd Starka band av TiO Betelgeuse Intensitet Absorptionslinjer Intensitet Våglängd Våglängd Spektrallinjernas beroende av temperaturen Stjä Stjärnspektra O F K B G M A 2

3 Repetition: Wiens lag Ur Plancks strålningslag Kan man härleda h någran användbara ndbara relationer: Wiens lag: HR (Hertzsprung( Hertzsprung-Russell) Russell)-diagrammet λ max T = λ ges i Ångström m (Å)( ) och T i Kelvin (K). D.v.s, ju hetare desto blåare, ju svalare desto rödare. Från n små neutronstjärnor rnor till superjättar Morgan-Keenans luminositetsklassifikation Luminositetsklass Ia Ib II III IV V Stjärntyp superjätte ljussvag superjätte ljusstark jättej jätte subjätte huvudserie Exempel Rigel Canopus α Sagittae Capella Procyon A solen Hur skiljer man de olika luminositetsklasserna åt? Huvudseriestjärnor rnor har bredare spektrallinjer än superjättar. En huvudseriestjärna rna har tätare tare atmosfär r vilket leder till fler kollisioner mellan partiklarna. Fler kollisioner tryck- (kollisions-) ) breddning av spektrallinjerna. 3

4 Betelgeuse och Rigel i Orions stjä stjärnbild Betelgeuse Orionnebulosan Repetition: Ljusstyrkan avtar med kvadraten på på avstå avståndet Rigel Repetion: Repetion: Flux och Luminositet Stjä Stjärnbilden Cassiopeja som vi ser den (A), och som den skulle te sig om alla stjä stjärnorna flyttades till avstå avståndet 10 pc frå från oss (B) L F= 4πR2 Avstånd till ljuskällan Den logaritmiska magnitudskalan Ju stö större negativt tal desto ljusare är objektet. En magnitudskillnad på en enhet (1m) motsvarar en skillnad på 2,5 ggr i ljusstyrka. 5m motsvarar då då 100 ggr skillnad. Apparent och absolut magnitud Apparent (synbar) magnitud: Ett må mått på på flux. Beskriver hur ljusstarkt ett visst objekt ser ut att vara (beror alltså alltså på avstå avståndet) Absolut magnitud: Ett må mått på på luminositet. Beskriver hur ljusstarkt ett objekt skulle se ut att vara om vi placerade det på på ett avstå avstånd av 10 pc 4

5 Avståndsformeln Avståndsformeln II r =10 1+ ( m M A ) 5 m = Apparenta (skenbara) magnituden. M = Absoluta magnituden, d.v.s. den apparenta magnitud ett objekt har påp avståndet 10 pc. r = Avståndet i pc. A= Extinktionen (utsläckningen av ljus) i magnituder. Avståndsformeln kan även uttryckas som: m M =5logr 5 + A där r (m-m) kallas avståndsmodulen. Magnituden är r ett logaritmiskt mått m påp ljusstyrkan hos ett objekt. m kan mätas m direkt vid teleskopet, M måste m uppskattas. Exempel: Betelgeuse som supernova Antag: En supernova typ II har M -18 i synligt ljus Avståndet till Betelgeuse är r ca 200 pc Antag A=0 (ingen stoftextinktion) Lös s ut m ur formeln: m = 5 log 10 (r) M Alltså: : 5 log 10 (200) (-18)( Sirius har m = -1.4 Fullmånen har m = Således: Ljusstarkare än Sirius, men aningen ljussvagare än månen Astronomiska avståndsskalan I Flera metoder finns för f r att erhålla M för f r olika sorters Objekt, exempelvis: a) Huvudseriestjärnor, rnor, b) Variabla cepheidstjärnor rnor, c) Supernovor, d) Skivgalaxer För r samtliga metoder gäller g att r,, för f r de olika objekten som används nds i kalibreringen, har erhållits genom någon n annan oberoende metod. DärefterD har M beräknats. Astronomiska avståndsskalan II Standard Candles För r att noggrannt bestämma avstånd med avståndsformeln behöver man ljuskällor llor som alltid uppvisar ungefär r samma absolutmagnitud ( Standard( candle ) Supernovor (typ Ia): Förmodligen F de bästa b ljuskällorna llorna för f r detta syfte vid stora avstånd 5

6 Supernova typ Ia Spektroskopisk parallax: En metod för f avståndsbest ndsbestämning av stjärnor (exempelvis huvuderiestjärnor rnor) Dubbelstjärnor Dubbelstjärnor II Interaktiv simulering av dubbelstjärnesystem: Dubbelstjärnesystemet Albireo, 380 ljusår bort, omloppstid > år långt isär eller bara en apparent dubbelstjärna Dubbelstjärnor III Ca 1/3 av stjärnorna i Vintergatans uppskattas vara dubbelstjärnesystem. Några olika typer: Optiska/apparenta apparenta dubbelstjärnor: Stjärnor påp helt olika avstånd som ser ut att ligga nära n varandra, men inte är gravitationellt bundna till varandra Visuella dubbelstjärnor: Stjärnor som kan upplösas i två komponenter och faktiskt är r bundna till varandra Täta dubbelstjärnor: Dubbelstjärnor som ligger sås nära varandra att material från n en läcker l över till den andra Dubbelstjärnor IV Förmörkelsevariabel: rkelsevariabel: Dubbelstjärnesystem där d r de två komponenterna växelvis v hamnar framför varandra och ger periodiska förmf rmörkelser rkelser i en ljuskurva Täta dubbelstjärnor som förmörkar varandra 6

7 Dubbelstjärnor V Spektroskopisk dubbelstjärna System vars dubbelstjärnenatur upptäcks genom dubbla uppsättningar spektrallinjer som rör r r sig periodiskt. De flesta kända k dubbelstjärnesystem är r av detta slag. Hur bestäms stjärnornas massor? Direkt massbestämning: mning: Utnyttjar hur dubbelstjärnor påverkar p varandra genom gravitationen. Uppmätning av banans utsträckning och period ger ett mått m påp den kombinerade massan hos systemet. I vissa fall, om de två stjärnorna tidvis förmf rmörkar rkar varandra (en hamnar framför r den andra) kan man även lista ut de enskilda massorna. Hur bestäms stjärnornas massor? Indirekt massbestämning: mning: 1) JämfJ mförelse med stjärnmodeller (L + spektrum ger M). 2) Mass-luminositetsrelationen kan användas ndas för f huvudseriestjärnor rnor (L M 3.5 ). Variabla stjärnor Vissa stjärnor kan hastigt ändra ljusstyrka för f r att deras radie ändras, eller för f r att de byter från n en typ av energiproduktion till en annan. Variabla stjärnor II Några vanliga typer: 1) Långperiodiska L variabler: Svala röda r ( ( 3500K) jättar j som inte ändrar yttemperatur nämnvärt men däremot d luminositet (10 till L ). Mest känd: k Mira. Period dygn. 2) RR Lyraevariabler: Lågmassiva post-heliumflashstj heliumflashstjärnor på väg g mot horisontalgrenen. Perioder kortare än n ett dygn, luminositeter på ca. 100 L. Variabla stjärnor III 3) Cepheidvariabler (uttalas sefid): Relativt massiva stjärnor som ändrar ljusstyrka med regelbunden periodicitet. Ju längre l periodicitet desto ljusare blir de. Den först f upptäcktes

8 Variabla stjärnor IV Varför ändrar cepheidvariabler ljusstyrka? Har att göra g med jonisation och rekombination av Helium, som fungerar som en ventil. Teorin framfördes rdes av Eddington (1941) och modifierades av Cox påp 60-talet. Scenario: 1) Stjärnan liten I en tät t t stjärnatmosf rnatmosfär är r densiteten hög h ogenomskinlig för f ljus energin går g åt t till att jonisera helium fler partiklar i atmosfären, d.v.s. tätare t tare atmosfär ännu mindre energi slipper ut atmosfären trycks utåt 2) Stjärnan stor Utvidgad atmosfär r betyder lägre partikeltäthet thet energin läcker l ut helium rekombinerar ännu tunnare atmosfär r och ännu mer strålning läcker l ut atmosfären faller tillbaka Åter till 1 8