9/27/15 AST1010 – En kosmisk reise Forelesning 13: Innledende stoﬀ om stjerner: Avstander, størrelsesklasser, HR-‐ diagrammet Innhold •  Parallakse og avstand •  Tilsynelatende og absoluL størrelsesklasse. Avstandsmodulen. •  Stjernetemperaturer og spektralklasser. •  Hertzsprung-‐Russell-‐diagrammet. •  Dobbeltstjernesystemer og bestemmelse av stjernemasser. Stjerners avstand og lysstyrke •  Måling av stjerners avstand ved parallakse – det første trinn i en lang avstandssTge. •  Tilsynelatende lysstyrke – apparent magnitude – avhenger av stjernens avstand fra oss i !llegg Tl dens egentlige lysstyrke. •  AbsoluL lysstyrke – absolute magnitude. En størrelse relatert Tl stjernens virkelige lysstyrke. 3 1 9/27/15 Parallakse 4 Parsec •  En stjerne har avstand 1 parsec når dens parallaksevinkel er 1 buesekund •  Hvis avstanden, D, er 1 parsec har vi: –  1 AU/D = α, der a er lik 1 buesekund målt i radianer, eller α = 1/206,256 radianer –  D = 1 AU x (1/α) som gir D = 3.09 x 1013 km svarende Tl ~3.26 lysår (1AU = 150x106 km) •  D(istanse i parsec) = 1/p(arallaksevinkel i buesekunder) 5 Avstandsmåling Før teleskopet (~1610) var beste vinkelbestemmelse 60” Parallakse for nærmeste stjerne er 0.75” Første parallakse ble målt av Bessel i 1838 I dag er nøyakTgheten 0.03” -‐ 0.01” Hipparchos-‐satelliLen 1989-‐1993: målenøyakTghet δp = 0.002 – 0.004 buesekunder, målte avstand Tl 100000 stjerner ut Tl 1000 lysår •  Gaia (2013-‐2018): δp ~ 0.000 01”, eller Tl ~100,000 lysår – kartlegger hele galaksen! •  •  •  •  •  6 2 9/27/15 Gaia Tilsynelatende lysstyrke og avstand 8 Magnitudeskalaen 9 3 9/27/15 10 Tilsynelatende og absoluLe magnituder -‐ avstandsmodulen 11 Stjernenes natur og HR-‐diagrammet •  Forbindelse mellom farge og temperatur – fotometri •  Spektra – angir også overﬂatetemperatur •  Spektralklassiﬁkasjon og luminositetsklasser •  Hertzsprung-‐Russell-‐diagrammet •  Dobbeltstjerner og stjernemasser •  Ulike typer dobbeltstjerner 12 4 9/27/15 AST1010 -‐ Stjerners natur 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 ultraﬁoleL og ser blå/ﬁoleL ut. 14 Fotometri Tenker vi oss at vi måler intensiteten fra stjerner i giLe bølgelengdeområder så vil forholdet mellom disse intensitetene avhenge av temperaturen Tl stjernene. *** Slike målinger kalles fotometri og brukes Tl en grov og rask bestemmelse av stjernenes temperatur. 15 5 9/27/15 Styrken av Hα Hα er den linjen i Balmerserien som svarer Tl overgangen mellom n=2 og n=3 AST1010 -‐ Stjerners natur 16 17 AST1010 -‐ Stjerners natur 18 6 9/27/15 Hertzsprung – Russell-‐ diagrammet Stjernene ﬁnnes i atskilte grupper Hovedserien (rød linje) er den gruppen som har ﬂest stjerner (80-‐90 %.) AST1010 -‐ Stjerners natur 19 Luminositetsklasser: -‐ Sterke superkjemper Ia -‐ Superkjemper Ib -‐ Sterke kjemper II -‐ Kjemper III -‐ Sub-‐kjemper IV -‐ Hovedseriestjerner V I Tllegg har vi hvite dverger nede Tl venstre i diagrammet 20 F = 4 π R2 σ T4 gir log F = C + 2 log R + 4 log T Kurver for log F som funksjon av log T for stjerner med samme radius blir da reLe linjer i et log L – log T HR diagram. 21 7 9/27/15 Halvparten av alle stjerner er dobbeltstjerner AST1010 -‐ Stjerners natur 22 23 Massene Tl 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. AST1010 -‐ Stjerners natur 24 8 9/27/15 Kjenner vi aksene i hver av ellipsene, a1 og a2, ﬁnner vi massene Tl 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/Lsol = (M/Msol)3.5 25 Diagrammet gir sammenhengen mellom lysstyrke, temperatur og masse for stjerner på hovedserien. Hver prikk er en stjerne, med massen angiL i solmasser ved siden av seg. 26 SpliLede spektrallinjer fra stjerner i dobbeltsystemer 27 9 9/27/15 •  Stadium 1: A – blåforskjøvet B – rødforskjøvet •  Stadium 3: A – rødforskjøvet B – blåforskjøvet •  Stadier 2 og 4: Ingen doppler-‐ forskyvning eller dobbeltlinjer – Alle hasTgheter går på tvers av synslinja 28 Registrerte dopplerforskyvninger i et dobbeltstjernesystem 29 Formørkelsesvariable dobbeltstjerner Lyskurvene for dobbeltstjerner som formørker hverandre parTelt. 30 10 9/27/15 Totale formørkelser Stjernenes diametre kan ﬁnnes fra lyskurvene som kan måles nøyakTg De 5 typer av dobbeltstjerner 1.  OpTske dobbeltstjerner – de står bare Tlsynelatende nær hverandre 2.  Visuelle dobbeltstjerner – et fysisk system, der vi kan se begge stjernene 3.  Spektroskopiske dobbeltstjerner kan ikke skilles fra hverandre, men viser spektrale karakterisTka fra to ulike stjerner 4.  Formørkelsesvariable dobbeltstjerner hvor stjernene skygger for hverandre 5.  Astrometriske dobbeltstjerner: bare en komponent synlig og den går i en ”bølge”-‐bane 32 Neste forelesning: Stjernenes liv fra fødsel Tl død 11