AST1010 En kosmisk reise. Forelesning 14: En første 23 på stjernene

Transkript

1 AST1010 En kosmisk reise Forelesning 14: En første 23 på stjernene

2 Innhold Parallakse og avstand Tilsynelatende og absolu3 størrelsesklasse. Avstandsmodulen. Stjernetemperaturer og spektralklasser. Hertzsprung- Russell- diagrammet. Dobbeltstjernesystemer og bestemmelse av stjernemasser.

3 Stjerners avstand og lysstyrke Måling av stjerners avstand ved parallakse det første trinn i en lang avstandss5ge. Tilsynelatende lysstyrke apparent magnitude avhenger av stjernens avstand fra oss i!llegg 5l dens egentlige lysstyrke. Absolu? lysstyrke absolute magnitude. En størrelse relatert 5l stjernens virkelige lysstyrke. AST Stjerners natur 3

4 Parallakse D AST Stjerners natur 4

5 Parsec En stjerne har avstand 1 parsec når dens parallaksevinkel er 1 buesekund Hvis avstanden, d, er 1 parsec og D=1 AU har vi:, der p er lik 1 buesekund målt i radianer, eller p = 1/206,256 radianer Se?er vi inn tall finner vi at d = 3.09 x km svarende 5l ca 3.26 lysår. d(istanse i parsec) = 1/p(arallaksevinkel i buesekunder) AST Stjerners natur 5

6 Avstandsmåling Før teleskopet (~1610) var beste vinkelbestemmelse 60 Parallakse for nærmeste stjerne er 0.75 Første parallakse ble målt av Bessel i 1838 ETerhvert ble nøyakugheten forbedret Ul Hipparchos- satelliten : målenøyakughet δp = buesekunder, målte avstand Ul stjerner ut Ul 1000 lysår Gaia ( ): δp ~ , eller Ul ~100,000 lysår kartlegger hele galaksen! AST Stjerners natur 6

7 Tilsynelatende lysstyrke og avstand - energien en stjerne stråler ut summert over alle retninger. Fluks: Mo*a* energi per flateenhet avtar som kvadratet av avstanden 8l stjernen AST Stjerners natur 7

8 Magnitudeskalaen Weber- Fechner sanseloven: m = c log F d c se?es ved at en økning av energien med en faktor 100 5lsvarer 5 sprang i magnitude gir c = 2.5. Minustegn fordi de sterkeste stjernene i old5den var gi? magnitude 1, mens de svakeste synlige stjerner hadde magnitude 6. Dermed har vi: m = 2.5 log (F) + m 0. m 0 gir nullpunktet på skalaen. Normaliseringen gjort av Norman Robert Pogson i AST Stjerners natur 8

9 Skalaen er nå utvidet 5l nega5ve magnituder for de sterkeste stjernene og 5l magnitude +30 for de svakeste stjerner vi kan måle AST Stjerners natur 9

10 Tilsynelatende og absolute magnituder - avstandsmodulen Tilsynelatende magnitude, m, fastsetes ved sammenligning med standard stjerner. Nullpunktet ble Udligere definert av stjernen Vega. Nå brukes en mer komplisert definisjon. AbsoluT magnitude, M, for en stjerne er den Ulsynelatende magnituden den ville hat dersom den befant seg 10 parsec unna oss. Relasjon mellom avstand og absolut og Ulsynelatende magnitude er m M = 5 log d 5 DeTe benevnes som avstandsmodulen. Avstanden d måles i parsec. AST Stjerners natur 10

11 Stjernenes natur og HR- diagrammet Forbindelse mellom farge og temperatur fotometri Spektralklassifikasjon og luminositetsklasser Hertzsprung- Russell- diagrammet Dobbeltstjerner og stjernemasser Ulike typer dobbeltstjerner AST Stjerners natur 11

12 AST Stjerners natur 12

13 Spektrum og temperatur Vi ser på gangen av intensitet med bølgelengde for tre legemer med ulik temperatur. Øverst har vi et kaldt legeme, en kald stjerneoverflate, hvor temperaturen T er 3000K. Mesteparten av strålingen er i infrarødt. Den ser rød ut. I midten ser vi en stjerne med T 6000 K. Intensiteten fordeler seg likt over alle synlige bølgelengder og stjernen ser hvit ut. Den varme stjernen nederst stråler mest i ultrafiolet og ser blå/fiolet ut. AST Stjerners natur 13

14 Spektrallinjer 14

15 15

16 AST Stjerners natur 18

17 Hertzsprung Russell- diagrammet Stjernene finnes i atskilte grupper Hovedserien (rød linje) er den gruppen som har flest stjerner (80-90 %.) AST Stjerners natur 20

18 Luminositetsklasser: - Sterke superkjemper Ia - Superkjemper Ib - Sterke kjemper II - Kjemper III - Sub- kjemper IV - Hovedseriestjerner V I Ullegg har vi hvite dverger nede Ul venstre i diagrammet 21

19 L = 4 π R 2 σ T 4 gir log L = C + 2 log R + 4 log T Kurver for log L som funksjon av log T for stjerner med samme radius blir da rete linjer i et log L log T HR diagram. 22

20 Halvparten av alle stjerner er dobbeltstjerner AST Stjerners natur 23

21 Dobbeltstjerner og stjernemasser Dobbeltstjernesystem: to stjerner i ellip5ske baner rundt hverandre. Deres bevegelse følger Keplers 3dje lov skrevet på Newtons form: M1 + M2 = a 3 /P 2. Masser (M), avstander (a) og omløps5d (P) er gi? i enheter av solas masse, i astronomiske enheter og i år. Summen av massene!l stjernene finnes når en måler avstanden mellom dem og omløpsperioden. AST Stjerners natur 24

22 Massene Ul stjernene kan bestemmes hver for seg Dersom vi kan observere hver stjernes bevegelse rundt deres felles tyngdepunkt. Fra tyngdepunktssatsen: M1 x a1 = M2 x a2 finne masseforholdet M1/ M2 når den rela!ve avstand fra tyngdepunktet a2/a1, er målt for de to stjernene. AST Stjerners natur 25

23 Kjenner vi aksene i hver av ellipsene, a1 og a2, finner vi massene Ul hver av de to stjernene fra a1 M1 = a2 M2, sammen med verdien av summen for massene fra Keplers 3dje lov. Da finner vi relasjon mellom masse og lysstyrke for stjerner på hovedserien: L/L sol = (M/M sol )

24 Diagrammet gir sammenhengen mellom lysstyrke, temperatur og masse for stjerner på hovedserien. Hver prikk er en stjerne, med massen angi? i solmasser ved siden av seg. AST Stjerners natur 27

25 SpliTede spektrallinjer fra stjerner i dobbeltsystemer AST Stjerners natur 28

26 Stadium 1: A blåforskjøvet B rødforskjøvet Stadium 3: A rødforskjøvet B blåforskjøvet Stadier 2 og 4: Ingen doppler- forskyvning eller dobbeltlinjer Alle has5gheter går på tvers av synslinja 29

27 Registrerte dopplerforskyvninger i et dobbeltstjernesystem AST Stjerners natur 30

28 Formørkelsesvariable dobbeltstjerner Lyskurvene for dobbeltstjerner som formørker hverandre paruelt. AST Stjerners natur 31

29 Totale formørkelser Stjernenes diametre kan finnes fra lyskurvene som kan måles nøyakug

30 De 5 typer av dobbeltstjerner 1. Op5ske dobbeltstjerner de står bare 5lsynelatende nær hverandre Visuelle dobbeltstjerner et fysisk system, der vi kan se begge stjernene Spektroskopiske dobbeltstjerner kan ikke skilles fra hverandre, men viser spektrale karakteris5ka fra to ulike stjerner Formørkelsesvariable dobbeltstjerner hvor stjernene skygger for hverandre Astrometriske dobbeltstjerner: bare en komponent synlig og den går i en bølge - bane AST Stjerners natur 33

31 Neste forelesning: Stjerners dannelse og utvikling