Presentasjon lastes. Vennligst vent

Presentasjon lastes. Vennligst vent

Birger Andresen, Trondheim Astronomiske Forening (www.taf-astro-no) Stjernespektra og stjerners fødsel, liv og død Medlemsmøte 5. oktober 2011.

Liknende presentasjoner


Presentasjon om: "Birger Andresen, Trondheim Astronomiske Forening (www.taf-astro-no) Stjernespektra og stjerners fødsel, liv og død Medlemsmøte 5. oktober 2011."— Utskrift av presentasjonen:

1 Birger Andresen, Trondheim Astronomiske Forening (www.taf-astro-no) Stjernespektra og stjerners fødsel, liv og død Medlemsmøte 5. oktober 2011

2 Hovedfokus Foto: Erlend Rønnekleiv HR Diagram Spektrum Stjerneutvikling

3 Temaer • Verktøy / Hjelpemidler • Lysstyrker og lysstyrkeskalaer • Spektrum og spektralklasser • Stjerners farge og fargeindeks • Hertzsprung-Russell diagrammet • Stjerners fødsel, liv og død • Hvordan finne alderen på en stjernehop

4 Lysstyrkeskalaen Lysstyrken til stjerner måles med en skala som er slik at en forskjell på 5 magnituder tilsvarer en lysstyrkeforskjell på 100. Ett trinn på magnitudeskalaen utgjør derfor en forskjell på 2,512. Skalaen er definert slik at de sterkeste stjernene har en lysstyrke på ca. 0, mens svake stjerner har høye positive lysstyr- ker. Vega er kalibreringsstjerne (0 mag). De svakeste stjernene en person med godt syn kan se ved gode forhold langt unna sjenerende lys er ca. +6,5 mag. Med 14 tommer teleskopet til TAF ser vi på gode kvelder stjerner ned mot lysstyrke +15,5 mag.

5 Stjerners lysstyrke • Tilsynelatende lysstyrke • Den lysstyrken vi ser stjernen med på himmelen her fra jorda. • Absolutt lysstyrke • Den virkelige lysstyrken stjerner har. Denne lysstyrken avtar med avstanden. Vi kan beregne hvor mye lys en stjerne sender ut dersom vi vet avstanden til den og hvor mye gass og støv det er mellom oss og stjernen. Den absolutte lysstyrken til en stjerne er lik den tilsynelatende lysstyrken stjernen hadde hatt dersom den befant seg akkurat 10 parsec = 32.6 lysår unna oss. Sola har en absolutt lysstyrke på 4,83 mag.

6 Spektrum Kontinuerlig spektrum fra for eksempel glødelampe

7 Ulike typer spektrum Glødende, faste eller flytende stoffer samt sterkt sammenpressede gasser gir kontinuerlige spektre: F.eks. stjerneatmosfære eller interstellar gass Gass som bestråles av kontinuerlig kilde gir linjespektrum; absorpsjons- spektrum hvis kilden er bak gassen, ellers emisjonsspektrum : Emisjonsspektrum (lyse linjer) Absorpsjonsspektrum (mørke linjer) Hovedanvendelse: Bestemmelse av hvor mye av ulike grunnstof- fer og molekyler som en gasståke inneholder. Hovedanvendelse: Bestemmelse av kjemisk sammensetning av stjerneatmosfærer og gass rundt stjerner.

8 Helium Oksygen Nitrogen Silisium Jern Emisjonsspektra for utvalgte grunnstoffer Hydrogen Anvendelse: Emisjons- og absorpsjonslinjene, og deres intensitet avslører hvilke grunnstoffer og molekyler som finnes i gasståker og stjernatmos- færer og hvor mye det er av hvert enkelt stoff relativt til f.eks. hydrogen.

9 O B A F G K M Spektralklasser Oh Be A Fine Girl Kiss Me Guy..., B9, A0, A1, A2, …, A8, A9, F0, F1,... Undergrupper

10 Typiske stjernespektra

11

12 Solas spektrum sett fra jordoverflaten (solspektrum modifisert av absorpsjon i vår atmosfære)

13 Stjerners farge Stjernens farge Overflatetemperatur (omtrentlig) Rødlig Mindre enn 3500 K Oransje K Gul/gulhvit K Grønnhvit K Blåhvit K Blåfiolett K Temperaturen på overflaten til en stjerne bestemmer dens farge Celsius = K F.eks K = 4723C 10000K = 9 723C Celsius = Kelvin F.eks  C = 5273 K  C = 10273K

14 Stjerners strålingsfordeling Plancks lov:

15 Fargeindeks • Måler lysstyrken i standardiserte spektralområder • Fargeindeks = Forskjellen i to slik områder • B–V fargeindeks er mest brukt (rød stjerne har høy positiv B-V fargeindeks, blå stjerne har negativ B–V fargeindeks)

16 Spektralklasser og fargeindeks

17 Sola : Absolutt lysstyrke = 5.0 Spektralklasse G2 Sola Hertzsprung-Russell diagram Ejnar Hertzsprung & Norris Russell (1910) Regulus : Absolutt lysstyrke = -0.3 Spektralklasse B7 Regulus Sirius : Absolutt lysstyrke = 1.5 Spektralklasse A0 Sirius Betelgeuse : Absolutt lysstyrke = -5 Spektralklasse M2 Betelgeuse Capella stjerner fra Hipparcos katalogen Capella : Absolutt lysstyrke =0.6 Spektralklasse G2

18 Kvalitetsdata for stjerner fra Hipparcos katalogen 90% av alle stjernene ligger på hovedserien Resten er stort sett gule og røde kjemper Hva slags type stjerner dominerer i antall ?

19 Ulike stjernetypers ’hjemsted’ i H-R diagrammet

20 Lysstyrkeklasser Sola = G2 V Rigel = B8 Ia Aldebaran = K5 III

21 Solas utvikling Fase 1 fødsel & barndom : En stor gassky trekker seg sammen Sola varmes opp når gassen samles Sola begynner å lyse svakt og rødlig i punkt 1 i H-R diagrammet Fase 1 fødsel & barndom : Kjernereaksjoner starter så smått samtidig som stjernen trekker seg mer sammen (T-Tauri variabel stjerne) Stjernen beveger seg mot punkt 2 hvor kjerne-reaksjon overtar som hovedenergikilde Hele denne fasen tar ca. 30 millioner år Stjernen er nå på hovedserien T Tauri stjerne

22 Stjerners fødested

23 Solas utvikling Hydrogen omsettes til helium og energi Denne fasen varer ca millioner år (90% av levetiden) Overflatetemperatur ca 6000  C Fase 2 (Stabilt liv på hovedserien) : Lysstyrken øker litt i denne fasen

24 Solas utvikling Stjernens størrelse bestemmes av balansepunktet mellom tyngde- kraften og strålingstrykket. En stjernes størrelse Stjernen må derfor utvide seg for å ’lette på trykket’ dersom temperaturen i kjernen øker slik at strålingen også øker. Tyngdekraft Strålingstrykk

25 Solas utvikling Stjernens størrelse bestemmes av balansepunktet mellom tyngde- kraften og strålingstrykket. En stjernes størrelse Stjernen må derfor utvide seg for å ’lette på trykket’ dersom temperaturen i kjernen øker slik at strålingen også øker. Tyngdekraft Strålingstrykk Tyngdekraft Strålingstrykk Stjernen blir rødere når den utvider seg fordi overflaten øker mer enn strålingen slik at temperaturen på overflaten synker selv om temperaturen i kjernen øker.

26 Solas utvikling Fase 3 (Overgang til rød kjempestjerne) : Når nesten 10% av stjernen er om- dannet til helium, begynner energi- omsetningen og temperaturen i kjernen å øke raskt. Strålingstrykket øker slik at stjernen utvider seg og blir en rød kjempestjerne. Temperaturen i kjernen blir høy nok til at helium starter å ’brenne’ (helium-flash) når ca. 10% av stjernen er omdannet til helium. Stjernen er nå i punkt 3

27 Solas utvikling Helium-flash’et fører til en delvis kollaps av kjernen, Fase 4 (Kjernekollaps) : og sola øker gradvis sin overflatetemperatur (blir gulere) samtidig som den sender ut litt mindre energi. Den beveger seg mot punkt 4 i H-R diagrammet.

28 Solas utvikling Sola begynner nå å utvide seg igjen samtidig som den sender ut enda mer energi totalt. Den beveger seg mot punkt 5 i H-R diagrammet. Fase 5 (Overgang til større rød kjempestjerne) : Den blir en enda større rød kjempestjerne.

29 Solas utvikling Fase 6 (Dannelse av planetarisk tåke) : Strålingen fra den svært varme kjernen er nå så sterk at de ytre delene av stjernen blåses vekk med en hastighet på noen titalls km/sekund. Vi får en planetarisk tåke Inne i tåken kommer det til syne en svært varm rest av stjernen. Denne består hovedsakelig av karbon og oksygen omgitt av et tynt lag med helium, og noen ganger litt hydrogen helt ytterst. Stjernen beveger seg mot punkt 6 i H-R diagrammet

30 Planetariske tåker

31 Foto: Erlend Langsrud

32 Solas utvikling Fase 7 (Avkjøling til hvit dvergstjerne) : Kjernereaksjonene har stanset Stjernen avkjøles langsomt og beveger seg mot punkt 7 i H-R diagrammet Jorda og hvit dverg

33 Sola Stjerne med minst 8 solmasser Snart ’ferdigbrent’ stjerne med opprinnelig masse lik 20 solmasser Eta Carinae Jo mer masse stjernen har, desto raskere utvikler den seg. Rød superkjempe etter bare 1-5 millioner år

34 Eta Carinae Supernova Foto: E. Langsrud, E. Rønnekleiv & B. Andresen Foto: Arne Danielsen

35 Svart hull Nøytronstjerne Typisk masse = ca. 1,4 – ca. 2 solmasser Typisk diameter = km Masse > 3 solmasser Typisk diameter = ca. 30 km Etter supernovaeksplosjonen

36 Aldersbestemmelse av stjernehoper • Stjerner med stor masse utvikler seg raskere enn stjerner med liten masse, og vi vet hvor fort. • Vi vet hvor på H-R diagrammet stjerner med ulik masse skal ligge når de er på ulike utviklingstrinn • Alle stjernene i en og samme åpne stjernehop eller kulehop er tilnærmet like langt fra oss • Alle stjernene i en og samme åpne stjernehop eller kulehop er dannet omtrent samtidig (i astronomisk forstand) • Det dannes stjerner av alle størrelser dersom det bare er mange nok totalt Vi utnytter at : M10 Pleiadene (M45) Foto: Erlend Langsrud

37 Svært ung hop : Alle stjerner på hovedserien med unntak av noen som er på tur inn på den i nedre høyre hjørne og noen på tur ut mot kjempe-stadiet oppe i venstre hjørne.

38 Gammel hop : Kun de minste stjernene er på hovedserien. Alle massive stjerner er gått over i kjempestadiet, eller er blitt hvite dverger Turn-off punkt

39

40 Aldersbestemmelse av stjernehoper med HR diagram Illustrasjon: Terje Bjerkgård

41 Eksempler for åpne hoper

42 Eksempler for kulehoper M3 M5 Ca. 8 milliarder år Ca. 13 milliarder år

43 Eksempler for kulehoper M 92 Ca. 14 milliarder år

44 Eksempler for kulehoper M 15 Ca. 13 milliarder år

45 Oppsummering av stjerneutvikling

46 46 Galakse 30 millioner lysår unna som man mener er svært lik Melkeveien Foto: Erlend Langsrud og meg (TAF) Totalt 52 minutter Takk for oppmerksomheten


Laste ned ppt "Birger Andresen, Trondheim Astronomiske Forening (www.taf-astro-no) Stjernespektra og stjerners fødsel, liv og død Medlemsmøte 5. oktober 2011."

Liknende presentasjoner


Annonser fra Google