Översiktskurs i astronomi Lektion 8: Mer om stjärnor 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) Minnesramsor 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 Harvardklassifikationen Det är r stjärnans yttemperatur (T eff ) som avgör vilka linjer och band man ser i spektret. Klass O B A F G K M T eff 30 000-50 000 10 000-30 000 7 500-10 000 6 000-7 7 500 5 000-6 6 000 3 5000-5000 2 500-3 3 500 Färg blåviolett blåvit vit gulvit gul orange röd Framträdande spektrallinjer/band Jon. och neutralt He Neutralt He och H Starka H-linjerH Svagare H, jon. Ca, Fe Jon. Ca, metaller Neutrala metaller Starka band av TiO Exempel δ Ori Rigel Sirius Canopus solen Arcturus Betelgeuse Stjärnspektra - repetition Intensitet Intensitet Våglängd Våglängd 1
Absorptionslinjer Spektrallinjernas beroende av temperaturen Stjä Stjärnspektra Repetition: Wiens lag O F K Ur Plancks strå strålningslag Kan man hä härleda nå några anvä användbara relationer: Wiens lag: lag: λ maxt = 2.898 107 B G M A HR (Hertzsprung (Hertzsprung--Russell)Russell)-diagrammet λ ges i Ångströ ngström (Å (Å) och T i Kelvin (K). D.v.s, ju hetare desto blå blåare, ju svalare desto rödare. Frå Från små små neutronstjä neutronstjärnor till superjä superjättar 2
Hur skiljer man de olika MorganMorgan-Keenans luminositetsklassifikation Luminositetsklass Stjä Stjärntyp Exempel Ia superjä superjätte Rigel Ib ljussvag superjä superjätte Canopus II ljusstark jä jätte α Sagittae III jätte Capella IV subjä subjätte Procyon A V huvudserie solen luminositetsklasserna åt? Huvudseriestjä Huvudseriestjärnor har bredare spektrallinjer än superjä superjättar. En huvudseriestjä huvudseriestjärna har tätare atmosfä atmosfär vilket leder till fler kollisioner mellan partiklarna. Fler kollisioner trycktryck(kollisions(kollisions-) breddning av spektrallinjerna. Betelgeuse och Rigel i Orions stjä stjärnbild Betelgeuse Orionnebulosan Repetition: Ljusstyrkan avtar med kvadraten på på avstå avståndet Rigel Repetion: Repetion: Flux och Luminositet L F= 2 4πR Avstånd till ljuskällan 3
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) 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. Avstå Avståndsformeln 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) 1+ ( r = 10 m M A ) 5 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 m = Apparenta (skenbara) magnituden. M = Absoluta magnituden, d.v.s. den apparenta magnitud ett objekt har på på avstå avståndet 10 pc. r = Avstå Avståndet i pc. A= Extinktionen (utslä (utsläckningen av ljus) i magnituder. Avstå Avståndsformeln II Astronomiska avstå avståndsskalan I Avstå Avståndsformeln kan även uttryckas som: m M = 5logr 5 + A Flera metoder finns fö för att erhå erhålla M fö för olika sorters Objekt, exempelvis: där (m(m-m) kallas avstå avståndsmodulen. a) b) c) d) Huvudseriestjä Huvudseriestjärnor, Variabla cepheidstjä cepheidstjärnor, rnor, Supernovor, Skivgalaxer Magnituden är ett logaritmiskt må mått på på ljusstyrkan hos ett objekt. m kan mä mätas direkt vid teleskopet, M må måste uppskattas. För samtliga metoder gä gäller att r, fö för de olika objekten som anvä används i kalibreringen, har erhå erhållits genom nå någon annan oberoende metod. Dä Därefter har M berä beräknats. 4
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 Supernova typ Ia Spektroskopisk parallax: En metod för f avståndsbest ndsbestämning av stjärnor (exempelvis huvuderiestjärnor rnor) Dubbelstjärnor Dubbelstjärnor II Interaktiv simulering av dubbelstjärnesystem: http://csep10.phys.utk.edu/guidry/java/binary/binary.html Dubbelstjärnesystemet Albireo, 380 ljusår bort, omloppstid >100 000 år långt isär eller bara en apparent dubbelstjärna 5
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 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. 6
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 10000 L ). Mest känd: k Mira. Period 80-1000 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 1784. 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 7