Solen och andra stjärnor 24 juli 2006 Stefan Larsson Mer kap 3 Stjärnors egenskaper
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
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 7400-10,000 K F weaker hydrogen, ionized metals yellowish white 6000-7400 K G still weaker hydrogen, ionized and neutral metals yellowish 5300-6000 K K weak hydrogen, neutral metals orange 3900-5300 K M little or no hydrogen, neutral metals, molecules reddish 2200-3900 K L no hydrogen, metallic hydrides, alkali metals red-infrared 1200-2200 K T methane bands infrared under 1200 K
För att möjliggöra en mer fingradig skala delas varje spektralklass in i tio delsteg t.ex. G0-G9, s84
Hertzsprung-Russell diagrammet ~ 1905-1914 Ejnar Hertzsprung Henry Norris Russell Russell, Nature, 1914 (Kaler s86) Mer om Ejnar Hertzsprung på http://www.rundetaarn.dk/engelsk/observatorium/hertz.html http://etcweb.princeton.edu/campuswww/companion/russell_henry.html
?
Relativ storlek 1 0,01 1000 Image: University of Hong Kong
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
Ekvivalensbredden, W, är ett mått på en spektrallinjes styrka. Det rektangulära området med bredden W har samma yta som absorptionslinjen.
s90
Stjärnor inom 25 pc
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
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
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)
Om vi i stället vill se hur hastigheten, v, beror på avståndet från solen så kan vi skriva om till
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: http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/36/image/b
Dubbelstjärnor och deras massor Samma gravitationslagar gäller för en dubbelstjärna men här kan man oftast inte försumma någon av stjärnornas massor.
Alpha Centauri
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 = 23.4 3 / 80 2 = 2 M סּ
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.
Dubbelstjärnor med liten separation på himlen kan man oftast inte särskilja i en bild. Däremot kan man mäta variationerna i deras radialhastighet över omloppsperioden.
Att bestämma stjärnradier med interferometri
Avbildningen av en stjärna i 1 teleskop Interferometer där ljuset från 2 teleskop kombineras
Illustration av interferometerbild Sann bild av 2 stjärnor Avbildning i 1 teleskop Interferensbild i 2 teleskop
Radie från interferometrimätningar Alpha Cen A: R = 1.227 ± 0.005 R סּ Alpha Cen B: R = 0.865 ± 0.007 R סּ theoretical isochrones from Baraffe et al (1998) for 5 Gyr and 0.4-1 Gyr.
Stjärnbanor nära vintergatans centrum Avståndet till vintergatans centrum är ungefär 8 kpc (c:a 26 000 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
Luminositet som funktion av massan för huvudseriestjärnor
Huvudserien är en massfördelning!
Variabla stjärnor Långperiodiska (Mira) variabler Instabilitetsbandet Cepheider RR Lyr ZZ Cet s89
Hur är de olika stjärntyperna fördelade i galaxen?
Infrarött Ultraviolett Visuellt
Stjärnors fördelning i vintergatan Population I (unga) och II (gamla)
Klotformig stjärnhop
HR-diagram för en klotformig stjärnhop
s103