Presentasjon lastes. Vennligst vent

Presentasjon lastes. Vennligst vent

AST1010 - Stjerners natur1 Stjernenes stråling Forelesning 13 – AST1010 * 1. Avstander og magnituder 2. Stjernenes grunnegenskaper og natur.

Liknende presentasjoner


Presentasjon om: "AST1010 - Stjerners natur1 Stjernenes stråling Forelesning 13 – AST1010 * 1. Avstander og magnituder 2. Stjernenes grunnegenskaper og natur."— Utskrift av presentasjonen:

1 AST Stjerners natur1 Stjernenes stråling Forelesning 13 – AST1010 * 1. Avstander og magnituder 2. Stjernenes grunnegenskaper og natur

2 AST Stjerners natur2 Stjerneavstander og magnituder Del 1. Avstander til stjerner Relasjon mellom intensitet og avstand Magnitude: mål på stjerners intensitet Avstandsmodulen

3 AST Stjerners natur3 Stjerners avstand og lysstyrke Måling av stjerners avstand ved parallakse – det første trinn i en lang avstandsstige. Tilsynelatende lysstyrke – apparent magnitude – avhenger av stjernens avstand fra oss i tillegg til dens egentlige lysstyrke. Absolutt lysstyrke – absolute magnitude. En størrelse som relaterer til stjernens virkelige lysstyrke.

4 AST Stjerners natur4 Parallakse

5 AST Stjerners natur5 Parsec En stjerne har avstand 1 parsec når dens parallaksevinkel er 1 buesekund Hvis avstanden, D, er 1 parsec har vi: –1AU/D =  der a er lik 1 buesekund målt i radianer, eller  = 1/206,256 radianer –D = 1 AU x (1/  ) som gir D = km svarende til ~3.26 lysår (1AU = km) D(istanse i parsec) = 1/p(arallaksevinkel)

6 AST Stjerners natur6 Avstandsmåling Før teleskopet (~1610) var beste vinkel- bestemmelse 60” Parallakse for nærmeste stjerne er 0.75” Første parallakse ble målt av Bessel i 1838 I dag er nøyaktigheten 0.03” ” Hipparchos satellitten : målenøyaktighet  p  – buesekund, målte avstand til stjerner ut til 1000 lysår Gaia ( ):  p ~ ”, eller til ~100,000 lysår – kartlegger hele galaksen!

7 AST Stjerners natur7 Tilsynelatende lysstyrke og avstand

8 AST Stjerners natur8 Magnituder Hvorfor bruker vi magnituder? –Historisk årsak: Magnituder ble innført alt av Hipparchos i oldtiden og er basert på det synsinntrykk vi har av lysstyrken. –Fechners fysiologiske sanselov (1859) sier at sanseinntrykket, S, går lineært med logaritmen til stimulus, R, altså: S = c log R Sanseinntrykket svarer til magnituden, m Stimulus er fluksen fra stjerna, F d Da gir Fechners lov: m = c log F d, der c er en konstant

9 AST Stjerners natur9 Pogsons jobb Sanseloven: m = c log F d –c settes ved at en 100-dobling av energien tilsvarer 5 sprang i magnitude – gir c = – 2.5. –Minustegn fordi de sterkeste stjernene i oldtiden var gitt magnitude 1, mens de svakeste synlige stjerner hadde magnitude 6. m = – 2.5 log (F) + m 0. –Dermed har vi: m = – 2.5 log (F) + m 0. –m 0 gir ”nullpunktet” på skalaen. –Normaliseringen gjort av Norman Robert Pogson i 1856.

10 AST Stjerners natur10 Skalaen er nå utvidet til negativemagnituder for de sterkeste stjernene og til magnitude +30 for de svakeste stjerner vi kan måle

11 AST Stjerners natur11 Tilsynelatende og absolutte magnituder - avstandsmodulen Tilsynelatende magnitude, m, fastsettes ved sammenligning med standard stjerner. Vega settes til magnitude m=0. Absolutt magnitude, M, for en stjerne er den tilsynelatende magnituden den vil ha dersom i en avstand på 10 parsec. Relasjon mellom avstand og absolutt og tilsynelatende magnitude blir derforRelasjon mellom avstand og absolutt og tilsynelatende magnitude blir derfor m – M = 5 log d – 5 m – M = 5 log d – 5 Dette benevnes som avstandsmodulen

12 AST Stjerners natur12 Stjernenes natur Del 2 av forelesning 13.

13 AST Stjerners natur13 Stjernenes natur og HR diagrammet Forbindelse mellom farge og temperatur – fotometri Spektra – angir også overflatetemperatur Spektralklassifikasjon og luminositets- klasser Hertzsprung-Russell diagrammet Dobbeltstjerner og stjernemasser De mange typer av dobbeltstjerner

14 AST Stjerners natur14

15 AST Stjerners natur15 Spektrum og temperatur Vi ser på forholdet mellom intensitet og bølgelengde for tre legemer med ulik temperatur. Øverst har vi et ”kaldt” legeme, en kald stjerneoverflate, hvor tempera- turen T er 3000K. Mesteparten av strålingen er i infrarødt. Den ser rød ut. I midten finner 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 ultrafiolett og ser blå/fiolett ut.

16 AST Stjerners natur16 Fotometri Tenker vi oss at vi måler intensiteten fra stjerner i gitte bølgelengde ”vinduer” så vil forholdet mellom disse intensitetene avhenge av temperaturen til stjernene. *** Slike målinger kalles fotometri og brukes til en grov og raskbestemmelse av stjernenes temperatur.

17 AST Stjerners natur17

18 AST Stjerners natur18 Styrken av Hydrogen H  H  er den linjen i Balmer serien som svarer til overgangen mellom n=2 og n=3

19 AST Stjerners natur19

20 AST Stjerners natur20

21 AST Stjerners natur21

22 AST Stjerners natur22

23 AST Stjerners natur23

24 AST Stjerners natur24 Aktuelle ioner for karakteristiske spektrallinjer i stjernespektra

25 25 Annie Cannon og klassifikasjonen av stjernespektra Annie Jump Cannon ( ) ved Harvard Observatory, skapte den moderne metoden for klassifisering av stjernespektra tidlig på 1900-tallet. Hun klassifiserte 400,000 spektra i Henry Draper katalogen. Arbeidet var ”lavstatus” kvinnearbeid, lønnet med 50 cent per time, bare halvparten av det mannlige assistenter tjente. Men Cannons hovedinnsats var at hun så sammenhengen mellom temperatur og spektralklasse og forenklet et vilkårlig system for klassifisering I dag ser vi at hennes verk var av høyeste rang og betydning.

26 AST Stjerners natur26 Hertzsprung – Russell diagrammet Stjernene finnes i atskilte grupper Hovedserien (rød linje) er den gruppen som har flest stjerner med 91 %.

27 27 Luminositetsklasser: - Sterke superkjemper Ia - Superkjemper Ib - Sterke kjemper II - Kjemper III - Sub-kjemper IV - Hovedseriestjerner V Hovedseriestjernene kalles også (røde) dverger. I tillegg har vi hvite dverger nede til venstre i diagrammet

28 28 L = 4  R 2  T 4 som 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 rette linjer i et log L – log T HR diagram. Linjenes helning er lik 4, potensen i Stefan- Boltzmanns lov

29 AST Stjerners natur29 Halvparten av alle stjerner er dobbeltstjerner

30 AST Stjerners natur30 Dobbeltstjerner og stjernemasser Dobbeltstjernesystem: to stjerner i elliptiske baner rundt hverandre. Deres bevegelse er gitt av Keplers 3dje lov skrevet på Newtons form: M 1 + M 2 = a 3 /P 2. Masser (M), avstander (a) og omløpstid (P) er gitt i enheter av solas masse, i astronomiske enheter og i år. Summen av massene til stjernene finnes når en måler avstanden mellom dem og omløpsperioden.

31 AST Stjerners natur31 Massene til stjernene kan bestemmes hver for seg … dersom vi kan observere hver stjernes bevegelse rundt det felles tyngdepunkt. Fra tyngdepunktssatsen: M 1 a 1 = M 2 a 2 finne masseforholdet M 1 / M 2 når den relative avstand fra tyngdepunktet a 2 /a 1, er målt for de to stjernene.

32 32 Kjenner vi aksene i hver av ellipsene, a 1 og a 2, finner vi massene til hver av de to stjernene fra a 1 M 1 = a 2 M 2 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 ) 3.5

33 AST Stjerners natur33 Diagrammet gir sammenhengen mellom lysstyrke, temperatur og masse for stjerner på hovedserien. Hver prikk er en stjerne, med massen angitt i solmasser ved siden av seg.

34 AST Stjerners natur34 Splittede spektrallinjer fra stjerner i dobbeltsystemer

35 35 Stadium 1: A – blåforskjøvet B – rødforskjøvet Stadium 3: A – rødforskjøvet B – blåforskjøvet Stadier 2 og 4: Ingen Doppler- forskyvning eller dobbeltlinjer – Alle hastigheter går på tvers av synslinja

36 AST Stjerners natur36 Registrerte Dopplerforskyvninger i et dobbeltstjernesystem

37 AST Stjerners natur37 Spektroskopiske dobbeltstjerner øker sterkt antallet stjerner hvor vi kan bestemme masse Husk: Det er v sin i som måles! Vinkelen i er baneplanets helning med synslinja. Keplers 3dje lov: a 3 /P 2 = 4  G ( M 1 + M 2 ) skrives om til 3 P = 32  4 G ( M 1 + M 2 ) idet 2  a = P. Dermed finnes (M 1 + M 2 ) sin 3 i. Masseforhold bestemmes som tidligere. Målingene gir M 1 sin 3 i og M 2 sin 3 i.

38 AST Stjerners natur38 Formørkelsesvariable dobbeltstjerner Lyskurvene for dobbeltstjerner som formørker hverandre partielt.

39 Totale formørkelser Stjernenes diametre kan finnes fra lyskurvene som kan måles nøyaktig Her er vinkelen i ~ 0 grader. Sann hastighet kan fastlegges og masser bestemmes dersom spektrene kan observeres.

40 AST Stjerners natur40 De 5 typer av dobbeltstjerner 1.Optiske dobbeltstjerner – de står bare tilfeldigvis 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 karakteristika 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

41 AST Stjerners natur41 Slutt på forelesning 2 Slutt på forelesning 13 Neste gang: Om stjernenes fødsel og liv i tidlige faser


Laste ned ppt "AST1010 - Stjerners natur1 Stjernenes stråling Forelesning 13 – AST1010 * 1. Avstander og magnituder 2. Stjernenes grunnegenskaper og natur."

Liknende presentasjoner


Annonser fra Google