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