Översiktskurs i astronomi
Lektion 8: Mer om stjä
stjärnor
Nästa supernova i vå
vår nä
närhet?
HeliumHelium-flash
Kanske Eta Carinae,
Carinae, fick ett
utbrott i mitten av 18001800talet. Sannolikt mycket
massive (100 solmassor)
solmassor)
Avstå
Avstånd: 2500 pc
Eller Betelgeuse i Orions
stjä
stjärnbild. Avstå
Avstånd: 200 pc.
Upplä
Upplägg
Spektralklassifikation av stjä
stjärnor
Luminositetsklassfikation av stjä
stjärnor
OBAFGKM
Dvä
Dvärgar,
jä
jättar, superjä
superjättar
Avstå
Avståndsbestä
ndsbestämning
Dubbelstjä
Dubbelstjärnor
Stjä
Stjärnornas massor
Variabla stjä
stjärnor
Halva mä
mängden
helium i kä
kärnan
omvandlas till kol på
på
ca 10 s
Energi motsvarande
ca 1 miljard stjä
stjärnor
av solens typ
produceras i kärnan
Varfö
Varför har då
då ingen
sett en HeliumHeliumflash?
flash?
Förmodligen fö
för att
energin gå
går åt till att
ändra stjä
stjärnans inre
struktur och inte
strå
strålas ut frå
från
stjä
stjärnans yta
Harvardklassifikationen
Stjä
Stjärntyper:
rntyper:
O, B, A, F, G, K, M
(R, N, S, L, T)
1
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
30 000000-50 000 blå
blåviolett Jon. och neutralt He
δ Ori
B
10 000000-30 000 blå
blåvit
Neutralt He och H
Rigel
A
7 500500-10 000
vit
Starka HH-linjer
Sirius
F
6 000000-7 500
gulvit
Svagare H, jon. Ca, Fe Canopus
G
5 000000-6 000
gul
Jon. Ca, metaller
solen
K
3 50005000-5000
orange
Neutrala metaller
Arcturus
M
2 500500-3 500
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
Repetition: Wiens lag
HR (Hertzsprung
(Hertzsprung--Russell)Russell)-diagrammet
Ur Plancks strå
strålningslag
Kan man hä
härleda nå
några
anvä
användbara relationer:
Wiens lag:
lag:
λ maxT = 2.898⋅107
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
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
Hur skiljer man de olika
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.
3
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
Avstå
Avståndsformeln II
Avstå
Avståndsformeln
m− M − A
1+ (
)
5
Avstå
Avståndsformeln kan även uttryckas som:
m − M = 5logr − 5 + A
r = 10
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.
där (m(m-M) kallas avstå
avståndsmodulen.
Magnituden är ett logaritmiskt må
mått på
på ljusstyrkan
hos ett objekt.
m kan mä
mätas direkt vid teleskopet, M må
måste
uppskattas.
Exempel:
Betelgeuse som supernova
Antag:
En supernova typ II har M ≈ -18 i synligt ljus
Avstå
Avståndet till Betelgeuse är ca 200 pc
Antag A=0 (ingen stoftextinktion)
stoftextinktion)
Lös ut m ur formeln:
m = 5 log10(r) - 5 + M
Alltså
Alltså: 5 log10(200) - 5 + ((-18) ≈ -11.5
Sirius har m = -1.4
Fullmå
Fullmånen har m = - 12.6
Således: Ljusstarkare än Sirius, men aningen
ljussvagare än månen
Astronomiska avstå
avståndsskalan I
Flera metoder finns fö
för att erhå
erhålla M fö
för olika sorters
Objekt, exempelvis:
a)
b)
c)
d)
Huvudseriestjä
Huvudseriestjärnor,
Variabla cepheidstjä
cepheidstjärnor,
rnor,
Supernovor,
Skivgalaxer
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.
Astronomiska avstå
avståndsskalan II
“Standard Candles”
Candles”
För att noggrannt bestä
bestämma avstå
avstånd med
avstå
avståndsformeln behö
behöver man ljuskä
ljuskällor
som alltid uppvisar ungefä
ungefär samma
absolutmagnitud (“
(“Standard candle”
candle”)
Supernovor (typ Ia): Fö
Förmodligen de bä
bästa
ljuskä
ljuskällorna fö
för detta syfte vid stora
avstå
avstånd
5
Supernova typ Ia
Spektroskopisk parallax: En metod fö
för
avstå
avståndsbestä
ndsbestämning av stjä
stjärnor
(exempelvis huvuderiestjä
huvuderiestjärnor)
rnor)
Dubbelstjä
Dubbelstjärnor
Dubbelstjä
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
Dubbelstjä
Dubbelstjärnor III
Ca 1/3 av stjä
stjärnorna i Vintergatans uppskattas vara
dubbelstjä
dubbelstjärnesystem.
Några olika typer:
Optiska/apparenta
Optiska/apparenta dubbelstjä
dubbelstjärnor:
Stjä
Stjärnor på
på helt olika avstå
avstånd som ser ut att ligga nä
nära
varandra, men inte är gravitationellt bundna till varandra
Visuella dubbelstjä
dubbelstjärnor:
Stjä
Stjärnor som kan upplö
upplösas i två
två komponenter och
faktiskt är bundna till varandra
Täta dubbelstjä
dubbelstjärnor:
Dubbelstjä
Dubbelstjärnor som ligger så
så nära varandra att material
frå
från en lä
läcker över till den andra
Dubbelstjä
Dubbelstjärnor IV
Förmö
rmörkelsevariabel:
Dubbelstjä
Dubbelstjärnesystem dä
där de två
två
komponenterna vä
växelvis hamnar framfö
framför
varandra och ger periodiska fö
förmö
rmörkelser i
en ljuskurva
Täta dubbelstjärnor som
förmörkar varandra
6
Dubbelstjä
Dubbelstjärnor V
Spektroskopisk dubbelstjä
dubbelstjärna
System vars dubbelstjä
dubbelstjärnenatur upptä
upptäcks
genom dubbla uppsä
uppsättningar spektrallinjer
som rö
rör sig periodiskt. De flesta kä
kända
dubbelstjä
dubbelstjärnesystem är av detta slag.
Hur bestä
bestäms stjä
stjärnornas massor?
Indirekt massbestä
massbestämning:
1) Jä
Jämfö
mförelse med
stjä
stjärnmodeller (L + spektrum
ger M).
2) MassMass-luminositetsrelationen
kan anvä
användas fö
för
huvudseriestjä
huvudseriestjärnor (L ∝ M3.5).
Hur bestä
bestäms stjä
stjärnornas massor?
Direkt massbestä
massbestämning:
Utnyttjar hur dubbelstjä
dubbelstjärnor på
påverkar varandra genom
gravitationen. Uppmä
Uppmätning av banans utsträ
utsträckning och period
ger ett må
mått på
på den kombinerade massan hos systemet. I vissa
fall, om de två
två stjä
stjärnorna tidvis fö
förmö
rmörkar varandra (en hamnar
framfö
framför den andra) kan man även lista ut de enskilda
massorna.
Variabla stjä
stjärnor
Vissa stjä
stjärnor kan hastigt ändra ljusstyrka fö
för att
deras radie ändras, eller fö
för att de byter frå
från en typ av
energiproduktion till en annan.
Variabla stjä
stjärnor II
Variabla stjä
stjärnor III
Några vanliga typer:
1) Lå
Långperiodiska variabler:
Svala rö
röda (≈
(≈ 3500K) jä
jättar som inte ändrar
yttemperatur nämnvä
mnvärt men dä
däremot luminositet (10
till 10000 L). Mest kä
känd: Mira. Period 8080-1000
dygn.
2) RR Lyraevariabler:
Lyraevariabler:
Lågmassiva postpost-heliumflashstjä
heliumflashstjärnor på väg mot
horisontalgrenen. Perioder kortare än ett dygn,
luminositeter på ca. 100 L.
3) Cepheidvariabler (uttalas sefid):
sefid):
Relativt massiva stjä
stjärnor som ändrar ljusstyrka med
regelbunden periodicitet. Ju lä
längre periodicitet desto
ljusare blir de. Den fö
först upptä
upptäcktes 1784.
7
Variabla stjä
stjärnor IV
Varfö
Varför ändrar cepheidvariabler ljusstyrka?
Har att gö
göra med jonisation och rekombination av Helium, som
fungerar som en ventil. Teorin framfö
framfördes av Eddington (1941)
och modifierades av Cox på
på 6060-talet.
Scenario:
1) Stjä
Stjärnan liten
I en tä
tät stjä
stjärnatmosfä
rnatmosfär är densiteten hö
hög → ogenomskinlig fö
för
ljus → energin gå
går åt till att jonisera helium → fler partiklar i
atmosfä
atmosfären, d.v.s. tä
tätare atmosfä
atmosfär → ännu mindre energi slipper
ut → atmosfä
atmosfären trycks utå
utåt →
2) Stjä
Stjärnan stor
Utvidgad atmosfä
atmosfär betyder lägre partikeltä
partikeltäthet → energin lä
läcker
ut→
ut→ helium rekombinerar → ännu tunnare atmosfä
atmosfär och ännu
mer strå
strålning lä
läcker ut → atmosfä
atmosfären faller tillbaka → Åter till 1
8
