4
Stjärnor
• Stjärnor är gasklot. Hög temperatur ⇒ gasen i form av plasma,
dvs. med fria elektroner och joner.
• Stjärnornas energi produceras (i normala fall) med kärnreaktioner (fusion).
• För att bli en stjärna måste gasklotet
vara tillräckligt stort.
• Solen är en "normal" stjärna.
• Stjärnornas massa, ljusstyrka, radie
och temperaturer varierar mycket,
men samband mellan dessa råder.
• Stjärnorna befinner sig normalt i
jämvikt: Gravitationen, som strävar att dra ihop stjärnan, balanseras
av den heta gasens tryck, som strävar att utvidga stjärnan.
79
4.1
Stjärnors avstånd och rörelse
Mätning av stjärnors avstånd:
• Nära stjärnor (upp till ett par hundra pc) mäts med hjälp av den trigonometriska parallaxen (see avsnitt
2.11).
• För längre avstånd används t.ex. fotometrisk avståndsberäkning.
• Solens närmaste grannstjärna är Proxima Centauri, vars avstånd är 1.3 pc.
Mätning av stjärnors rörelse:
1. Tangentialhastigheten syns som egenrörelse och mäts med astrometri.
2. Radialhastigheten syns som Doppler
förskjutning (v/c = ∆λ/λ) och mäts
med spektrometri.
80
4.2
Stjärnors spektra
Största delen av vår kunskap
om stjärnor baserar sig på
analys av deras spektra, dvs.
hur strålningen fördelar sig
på de olika våglängderna.
• spektrallinjer (absorptionseller emissionslinjer):
ր
Uppkommer vid atomers (eller molekylers)
energiövergångar ⇒ "fingeravtryck"
av olika grundämnen (och molekyler)
• kontinuerligt spektrum: Beror på
stjärnans temperatur ∼ svartkroppsstrålning.
Våglängden för energitoppen av en stjärnas strålning kommer således att bero
på stjärnans temperatur ⇒ stjärnans
färg beror på temperaturen.
81
Harvard-klassifikationen: Stjärnorna klassificeras enligt temperatur.
C
/
O − B − A − F − G − K −M
\
S
Ramsa för att minnas spektralklasserna:
Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!
82
Harvardklassifikationen:
klass eff. temperatur
(K)
O
30000 - 50000
B
10000 - 30000
A
7500 - 10000
F
6000 - 7500
G
5000 - 6000
K
3500 - 5000
M
2500 - 3500
färg
framträdande
spektrallinjer
blåviolett HeI, HeII
blåvit
HeI, HI
vit
HI, CaII
gulvit
CaII, FeII
gul
CaII, metaller
orange
neutr. metaller
röd
TiO
C- och S-klassens stjärnor: Temperatur 3000-4000 K, skiljer sig kemiskt
från M-klassen.
Klasserna indelas i underklasser 0–9.
Yerkes-klassifikationen: Klassificering
enligt ljusstyrkan (luminositeten).
• Ia ljusstarkaste superjättar
• Ib ljussvagare superjättar
• II ljusstarka jättar
• III normala jättar
• IV underjättar
• V huvudserien
83
Solens spektralklass är G2v.
Exempel på stjärnspektra
Om man placerar stjärnorna i ett sk.
Hertzsprung-Russel diagram enligt temperatur och absolut magnitud (eller ljusstyrka)
kommer huvudserien att framträda som
en linje.
84
Hertzsprung-Russel diagram
Superjättar
Jättar
Underjättar
←− Solen
տ
Huvudserien
ց
Vita dvärgar
85
Största delen av stjärnorna är i huvudserien: stjärnornas "normala" tillstånd.
I huvudserien kommer en stjärna med
en bestämd massa att ha en bestämd
temperatur, radie och luminositet.
Stjärnornarnas massor är 0.08 – 100
solmassor (M⊙). Ljusstyrkan varierar
mellan 10−4L⊙ − 107L⊙. I huvudserien
är ljusstyrkan L ∝ M 3.
Spektralanalys ger även stjärnornas kemiska
sammansättning, i allmänhet:
• 3/4 väte
• 1/4 helium
• halten (högst några %) av tyngre
grundämnen varierar
Stjärnor vars spektra avviker från det
normala kallas pekuliära, ex:
• CP-stjärnor (Chemically Peculiar): Huvudserie-stjärnor med avvikande kemisk
sammansättning
86
4.3
Solen
Solen är en typisk medelstor stjärna.
• Solens ålder är ca 4.6 miljarder år
• Solen består av:
– 73 % väte
– 25 % helium
– 2 % övriga grundämnen
• Solen producerar energi med effekten 4·1026 W genom fusion: Protonproton cykeln där väte fusioneras
till Helium. Energin frigörs i enlighet med
E = mc2,
där m är minskningen av massan
i fusionsreaktionen och c är ljuset
hastighet. Solen har hittills förbränt
ca 5 % av sitt väte.
87
Proton-proton cykeln (ppI-grenen)
• Energin produceras i solens kärna,
där temperaturen är ända upp till
T ≈ 16 miljoner K.
Solens inre är radiativ,
dvs. energin förs vidare
via strålning. Den
radiativa regionen omges
av ett konvektivt skikt,
där energin transporteras med konvektion.
Massflöden och turbulens i plasman
⇒ magnetfält.
88
Solens egenskaper:
• massa M⊙ ≈ 1.989 · 1030 kg
• radie R⊙ ≈ 6.96 · 108 m
• effektiv (yt)temperatur
Teff ≈ 5785 K
• temperatur i kärnan Tc ≈ 1.6 · 107 K
• luminositet L⊙ ≈ 3.8 · 1026 W
• spektralklass G2v
• absolut visuell magnitud MV ≈ 4.83
Solens olika skikt:
• radiativ kärna
• konvektiv mantel
• atmosfär
• heliosfär
89
Solens atmosfär (Bilder: NASA):
1. Fotosfären: Den "synliga"
solen. Fotosfären ca 400 km
tjock. Konvektionen syns →
som en ständigt föränderlig
"grynig" strutkur, granulation.
2. Kromosfären: 2000 km tjock,
syns vid total solförmörkelse
som en tunn skära eller ring.
3. Övergångsskikt: Utanför kromosfären, ett par tusen km
tjockt. Kromosfären övergår
i koronan. Temperaturen
stiger till 1 miljon K.
4. Koronan: Syns vid solförmörkelse. Temperaturen är ca 1
miljon K ⇒ stark röntgenstrålning. Koronan hettas av
elektriska strömmarinducerade av magnetfält. Koronan avger partiklar i
form av solvind, som även träffar
jordens magnetosfär.
90
Solen roterar differentiellt: Rotationsperioden är ca 25 dagar vid ekvatorn
och över 30 dagar vid polerna.
Solens konvektion och rotation orsakar
magnetisk aktivitet (Bilder: KVA, NASA):
• solfläckar −→
• spikuler
• plager
• protuberanser→
• flares ⇒
korona-utbrott
(Coronal mass ejections) ——ր
Solfläckarnas antal förändras cykliskt
med en (irreguljär) period av ca 11 år.
Bilder: R.A.Rohde, NASA)
91
Solen har en magnetisk cykel på ca
22 år, pariteten på magnetfältet byts
vart 11:e år.
Magnetiskt "fjärils-diagram": Magnetfältets
latitudinella medelvärde.
Vid början av solfläcks-cykeln är solfläckarna på högre latituder, senare allt
närmare ekvatorn ⇒ fjärilsdiagram.
Solens aktivitet påverkar klimatet på
jorden, perioder av minimal aktivitet
har sammanfallit med kalla perioder:
• Oort-minimum 1010 - 1050
• Wolf-minimum 1282 - 1342
• Spörer-minimum 1416 - 1532
• Maunder-minimum 1654 - 1714
• Dalton-minimum 1795 - 1823
92
4.4
4.4.1
Stjärnornas struktur och utveckling
Stjärnornas uppkomst
• Stjärnor uppkommer i
de kalla inre delarna av
interstellära moln. (Jmf.
solsystemets uppkomst.)
Gravitationen gör att
molnet drar ihop sig.
• Ofta uppkommer stjärnor i grupper där, där
ett stort interstellärt moln fragmenteras
till olika stjärnsystem.
• Stjärnor förekommer ofta som dubbelstjärnor (och trippelstjärnor osv.).
Två eller flera stjärnor bildas av samma
molnfragment.
• När fragmentet blir tillräckligt
tätt, kan (den gravitationella)
energin inte stråla ut helt ⇒
temperaturen stiger ⇒ en
protostjärna uppkommer.
93
• När temperaturen blir tillräckligt
hög ⇒ kärnreaktionerna startar. För
att detta skall ske måste stjärnan
ha en massa av minst 0.08M⊙ (M⊙
= solens massa). M < 0.08M⊙ ⇒
brun dvärg.
M > 100M⊙ ⇒ stjärnan instabil
och förstörs av strålningstrycket.
• När stjärnan har stabiliserat sig inleds huvudseriefasen: Stjärnan producerar energi främst genom att "förbränna" väte till helium. Stjärnan
är i jämvikt.
• Ju större en stjärna är desto kortare tid i huvudseriefasen, dvs. kortare "livstid"
– En stjärna av spektralklassen O:
Ca 5 miljoner år
– Solen är i huvudserien ca 10 miljarder år
– En M–dvärgstjärna: Ca 100 miljarder år.
94
4.4.2
Stjärnornas struktur under huvudseriefasen
• En stjärnas struktur beror främst
på dess massa.
• Stjärnor med massan 0.08M⊙−0.26M⊙:
– energiproduktionen: fusion H →
He genom proton-proton cykeln
– hela stjärnan är konvektiv
• Stjärnor med massan 0.26M⊙−1.5M⊙:
– energiproduktionen: fusion H →
He genom proton-proton cykeln
– stjärnans inre radiativ, yttre konvektiv
– M > 1.1M⊙ ⇒ konvektiv kärna
• Stjärnor med massan > 1.5M⊙:
– energiproduktionen: fusion H →
He genom kol-kväve-syre cykeln,
effektivare än pp-cykeln men kräver
högre temperatur
– stjärnans inre är konvektiv och
yttre delen radiativ
95
4.4.3
Utvecklingen efter huvudseriefasen
• När vätet tar slut i kärnan av stjärnan avstannar energiproduktionen
och stjärnan hamnar i ojämvikt.
• Stjärnor med massan 0.08M⊙−0.26M⊙:
– eftersom hela stjärnan är konvektiv kommer den att blandas om
och väte-halten i hela stjärnan kommer småningom att minska
– till slut består stjärnan av nästan
bara helium
– stjärnan kommer att krympa och
temperaturen stiga ⇒ en vit dvärg
– temperaturen kommer inte att stiga
tillräckligt högt för att fusion med
helium blir möjlig ⇒ stjärnan kommer småningom att kallna
96
• Stjärnor med massan 0.26M⊙−8M⊙:
– vätet tar slut i kärnan ⇒ H-förbränningen fortsätter utåt i ett skal.
– He-kärnans massa ökar när H-förbränningen fortsätter
– stjärnans yttre delar utvidgas ⇒
stjärnan blir större och kallare ⇒
röd jätte
– gravitationen pressar ihop kärnan
⇒ temperaturen stiger ⇒ fusionsreaktion där He "förbränns" till
kol startar
– när He tar slut i kärnan fortsätter förbränningen utåt i ett skal
⇒ två skal där förbränning sker:
H och He
– stjärnan blir instabil,
kan kasta ut materia
⇒ planetär nebulosa →
– när fusionsreaktionerna
tar slut, kollapsar
stjärnan ⇒ vit dvärg
Copyright Notice
97
• Stjärnor med massan > 8M⊙:
– stjärnan blir en röd jätte, på motsvarande sätt som mindre stjärnor
– om massan är > 12M⊙ ⇒ nukleära reaktioner kommer att fortsätta ända till järn
– stjärnan får skal av
successivt (inåt) tyngre
grundämnen (väte helium - kol- syre kisel) som fusioneras
– fusion med järn kräver energi, så
energiproduktionen avstannar vid
järn
– fusionsreaktionerna i kärnan tar
slut ⇒ kärnan kollapsar när den
blir tillräckligt stor
– ⇒ fusionsreaktionerna i de yttre
delarna accelererar snabbt ⇒ de
yttre delarna exploderar som en
supernova
– kärnan blir kvar ⇒ neutronstjärna
eller ett svart hål
1
4
H, He
4
He
12
16
C, O
28
Si
56
Fe
98
Supernova remnanten Cassiopeia A (Hubble ST, STScI)
• Grundämnen tyngre än helium produceras via stjärnornas utveckling.
• Grundämnen tyngre än järn, som
kräver energi för att fusioneras, uppstår vid supernova-explosioner
99
4.5
Kompakta stjärnor
Kompakta stjärnor är slutprodukten
av stjärnornas utveckling. Deras densitet har ökat genom att stjärnan har
kollapsat.
Beroende av massan blir den kompakta
stjärnan en vit dvärg, en neutronstjärna
eller ett svart hål.
• Vita dvärgar:
– slutprodukten av mindre stjärnor
(< 8M⊙)
– ex. Sirius B, har solens
massa men jordens radie
– kommer med tiden att
kallna → svart dvärg Sirius B, Lick Obs.
100
• Neutronstjärnor:
– uppkommer då en stjärn-kärna med
massan större än 1.4M⊙ kollapsar
(vid supernova)
– diameter ∼ 10 km
– densiteten i kärnan ∼ 1018kg/m3
– antas bestå nästan bara av neutroner (neutron-gröt) eller hyperoner
– på ytan ett tunnt lager med tunga
grundämnen
– starkt magnetfält
– roterar ofta snabbt, ex. pulsarer
med Prot ∼ 1/1000 s
Pulsarerna i M1 och Vela (NASA/PSU/
G.Pavlov et al.)
101
• Svarta hål:
– massan för en kollapsande stjärnkärna är minst 1.5 − 2M⊙
– graviationen så stor att ljuset inte
når ut
– Schwarzschild-radien RS = 2GM
c2
(för att bli ett svart hål måste
jorden krympa till en boll med
radien 9 mm)
– gammautbrotten kan ha samband
med uppkomsten av ett svart hål
vid en supernova-explosion
– svarta hål kan endast
observas indirekt: T.ex.
materia som accelereras
kring svarta hålet
– tiotals svarta hål med ca
en stjärnas massa har
observerats i vår galax
– massiva svarta hål i
centrum av galaxer
Bilder: NASA
102
4.6
Dubbelstjärnor
En stor del av alla stjärnor hör till system med två eller flera stjärnor.
På basis av hur man upptäcker dessa
används klassifikationen:
• Visuella dubbelstjärnor
– syns som två skilda stjärnor
– man kan direkt mäta båda kompenenternas ljusstyrka, spektrum och rörelse
• Astrometriska dubbelstjärnor
– endast en kompent ses
– stjärnans rörelse avslöjar
att den har en följeslagare
• Fotometriska dubbelstjärnor
– komponenterna
kan inte upplösas
– förmörkelsevariabler: ljusstyrkan
ändras när komponenterna skymmer varandra
103
• Spektroskopiska dubbelstjärnor
– komponenterna kan inte upplösas
– spektret avslöjar att det finns fler
än en stjärna:
– två överlagrade stjärnspektra eller
periodisk Doppler-förskjutning
• Klasifikationen av dubbelstjärnor kan
även ske på basen av inbördes avstånd,
som kan variera från direkt kontakt
till hundratals AU.
• Dubbelstjärnors rörelse ger t.ex. deras massor.
Förmörkelsevariabler ⇒ stärnornas
radier.
Man kan även undersöka stjärnornas fysik,
flöde av materia mm.
Skiss av röntgen-dubbelstjärna
104
4.7
Variabla stjärnor
Många stjärnors ljus varierar märkbart regel- eller oregelbundet t.ex. under instabila skeden av stjärnans utveckling före och efter huvudseriefasen.
• Pulserande stjärnor:
– stjärnans strålning varierar pulsartat på grund av instabilitet
– ex. Mira: Magnituden varierar
mellan 2 och 10, period 330 d.
– andra ex. Cepheiderna, W Virginisstjärnorna, RR Lyrae- stjärnorna (används i avståndsmätningar)
105
• Eruptiva variabler:
– stjärnans ljusstyrka varierar oregelbundet (eruptioner)
– t.ex. dubbelstjärnsystem med massflöde mellan stjärnorna
– ex. flare-stjärnor, T Tauri-stjärnor,
novor, supernovor
• Rotationsvariabler:
– variabiliteten beror på fläckar på
stjärnans yta (jmf. solfläckar)
– ex. RS CVn- och FK Comae-stjärnor
– fläckarna orsakar variabilitet i stjärnans ljusstyrka och spektral-linjer
HD 199178
HD 199178 - en FK Comae-typs stjärna
med fläckar (Hackman, 2004)
106
4.8
Stjärnhopar
Stjärnorna är inte jämt utspridda i
rymden utan grupperade. Stjärnhoparnas stjärnor har uppkommit samtidigt.
• Associationer:
– några tiotal stjärnor glest utspridda
– kommer att upplösas
• Öppna hopar:
– består av upp till några
hundra stjärnor
– kommer att upplösas
– består av nya stjärnor
• Klotformiga hopar:
M 35↑&M 3↓,DV AA
– 10 000 - 1 000 000 stjärnor
– hög stjärntäthet i centrum
– stabila
– gamla stjärnor, nya klotormiga hopar
uppstår inte i Vintergatan
– endel kan vara rester av små galaxer
107
Uppgift 8: Nedan finns HR-diagram
för tre öppna stjärnhopar och en typisk
klotformig stjärnhop. Hur och varför
skiljer de sig från varandra?
Bilder: Perryman
(1998), Wikipedia
108
