Solen och andra stjärnor 24 juli Stefan Larsson. Mer kap 3 Stjärnors egenskaper

Transkript

1 Solen och andra stjärnor 24 juli 2006 Stefan Larsson Mer kap 3 Stjärnors egenskaper

2 Spectralklasser Vilka spektrallinjer som finns i en stjärnas spektrum och hur starka de är beror i första hand på temperaturen i stjärnans fotosfär. Temperaturen avgör också vid vilken våglängd stjärnans kontinuumstrålning har sitt maximum (approx. svartkroppstrålning). Hög temperatur -> max vid kortare våglängd och blå färg Lägre temperatur -> max vid längre våglängd och rödare färg

3 Spektralklasserna OBAFGKM är en sekvens från blå till röda (heta till svala) stjärnor. Oh Be A Fine Girl Kiss Me Oh Be A Fine Guy Kiss Me THE SPECTRAL SEQUENCE Class Spectrum Color Temperature O ionized and neutral helium, weakened hydrogen bluish 31,000-49,000 K B neutral helium, stronger hydrogen blue-white 10,000-31,000 K A strong hydrogen, ionized metals white ,000 K F weaker hydrogen, ionized metals yellowish white K G still weaker hydrogen, ionized and neutral metals yellowish K K weak hydrogen, neutral metals orange K M little or no hydrogen, neutral metals, molecules reddish K L no hydrogen, metallic hydrides, alkali metals red-infrared K T methane bands infrared under 1200 K

4 För att möjliggöra en mer fingradig skala delas varje spektralklass in i tio delsteg t.ex. G0-G9, s84

5 Hertzsprung-Russell diagrammet ~ Ejnar Hertzsprung Henry Norris Russell Russell, Nature, 1914 (Kaler s86) Mer om Ejnar Hertzsprung på

6

7 ?

8 Relativ storlek 1 0, Image: University of Hong Kong

9

10 Jacoby G.H., Hunter D.A., Christian C.A. Astrophys. J. Suppl. Ser., 56, 257 (1984). Spektrallinjerna blir smalare för större stjärnor. Gravitationen och trycket är lägre i fotosfären. Atomerna och deras energinivåer är inte lika mycket påverkade (ändrade) av andra atomer. (Tryckbreddning). Se fig s88 i Kaler Högt tryck Lågt tryck

11 Ekvivalensbredden, W, är ett mått på en spektrallinjes styrka. Det rektangulära området med bredden W har samma yta som absorptionslinjen.

12 s90

13 Stjärnor inom 25 pc

14

15

16

17 22000 stjärnor från Hipparchos-katalogen plus 1000 från Gliesekatalogen. (Ref: R. Powell) Spektroskopisk avståndsbestämning Om man känner Spektralklass + Luminositetsklass Absolut magnitud Jämför med apparent magnitud Avstånd

18 Den centripetalkraft som behövs för att hålla en kropp i en cirkulär bana är F = Mv 2 d M är kroppens massa, v dess hastighet och d dess avstånd från cirkelns centrum. v Om det är frågan om en planets omloppsbana kring solen så är det gravitationskraften som ger centripetalkraften. M P v 2 F = d

19 Den centripetalkraft som behövs för att hålla en kropp i en cirkulär bana är F = Mv 2 d M är kroppens massa, v dess hastighet och d dess avstånd från cirkelns centrum. v Om det är frågan om en planets omloppsbana kring solen så är det gravitationskraften som ger centripetalkraften. centripetalkraften = gravitationskraften M M P v 2 M סּ M P P v 2 F = = G d d d 2 (Ovanstående gäller om planetens massa << solens)

20 Om vi i stället vill se hur hastigheten, v, beror på avståndet från solen så kan vi skriva om till

21

22 Vita dvärgar Diameter Jorden ( en 100del av solens diameter) Sirius A är den ljusaste stjärnan på himlen, magnitud: -1,5. Avstånd: 8,6 ljusår Sirius A och B observerade med HST. Sirius A Sirius B Sirius B An Artist's Impression of Sirius A and Sirius B Source:

23 Dubbelstjärnor och deras massor Samma gravitationslagar gäller för en dubbelstjärna men här kan man oftast inte försumma någon av stjärnornas massor.

24 Alpha Centauri

25

26 α Centauri dubbel eller trippelstjärna α Cen A och B har en omloppsperiod P = 80 år banans halva storaxel, a = 23,4 a.e. Från Keplers 3:e lag får man M 1 + M 2 = / 80 2 = 2 M סּ

27 Stjärnornas rörelse i en dubbelstjärna kan man antingen beskriva som 1. Den ena stjärnans omloppsbana i förhållande till den andra. eller 2. Var och en av stjärnorna rör sig i sin egen bana kring det gemensamma masscentrumet. Förhållandet mellan banradierna => Förhållandet mellan massorna Tillsammans med massumman från Keplers lag kan vi därför räkna ut de individuella massorna Om den ena stjärnan har mycket större massa än den andra så kommer den massiva stjärnans bana att vara mycket liten och ofta försummbar.

28 Dubbelstjärnor med liten separation på himlen kan man oftast inte särskilja i en bild. Däremot kan man mäta variationerna i deras radialhastighet över omloppsperioden.

29

30 Att bestämma stjärnradier med interferometri

31

32 Avbildningen av en stjärna i 1 teleskop Interferometer där ljuset från 2 teleskop kombineras

33 Illustration av interferometerbild Sann bild av 2 stjärnor Avbildning i 1 teleskop Interferensbild i 2 teleskop

34 Radie från interferometrimätningar Alpha Cen A: R = ± R סּ Alpha Cen B: R = ± R סּ theoretical isochrones from Baraffe et al (1998) for 5 Gyr and Gyr.

35 Stjärnbanor nära vintergatans centrum Avståndet till vintergatans centrum är ungefär 8 kpc (c:a ljusår). Från perioden (P) och radien (a) för stjärnornas banor kan man på samma sätt som för solen beräkna hur mycket massa som finns i centrum på vintergatan (vid +). Drygt 3 miljoner solmassor

36 Luminositet som funktion av massan för huvudseriestjärnor

37 Huvudserien är en massfördelning!

38 Variabla stjärnor Långperiodiska (Mira) variabler Instabilitetsbandet Cepheider RR Lyr ZZ Cet s89

39 Hur är de olika stjärntyperna fördelade i galaxen?

40

41 Infrarött Ultraviolett Visuellt

42 Stjärnors fördelning i vintergatan Population I (unga) och II (gamla)

43 Klotformig stjärnhop

44

45 HR-diagram för en klotformig stjärnhop

46 s103