stjärnutveckling i repris - ttt.astro.su.se · sirius b sirius b har en yttemperatur på 27,000 k,...

Stjärnutveckling

i

repris

OH maser

Mikrovågsstrålning från OH molekyler.Strålningen uppkommer i ett skal runt stjärnan och är förstärkt genom maser-verkan (ekvivalent med laser men i mikrovågsområdet.)

Principen för en maser.För maserverkan krävs en inverterad population, dvs fler molekyler i det övre energitillståndet än i det undre.

När en foton med ”rätt” energi passerar kan den stimulera en övergång, absorption om molekylen är i det undre tillståndet eller emission om molekylen är i det övre tillståndet. Om de flesta molekylerna är i det övre tillståndet dominerar stimulerad emission framför absorption. Alltså förstärks strålningen.

Emission av linjespektrum från planetariska nebulosor.

Photojonisation

Rekombination

Strålning

UV strålning

”Förbjudna” övergångar

Vita dvärgar

The burned-out core of a low-mass star coolsand contracts until it becomes a white dwarf

• No further nuclear reactions.

• Degenerate.

• Size = Earth

• Thermal radiation from remaining heat.

White dwarfsWhite dwarfs

Common but hard to detect

Though the hottest ones really are white, they have a range of temperatures and therefore colours.

The central temperature of Sirius B is estimated to be ~7.6x107 K.

Field White Dwarfs

• Identified by large proper motion yet faint object

• Blue Objects (found in quasar surveys)• Very Hot objects, X-ray emitting.

Theoretical cooling of white dwarfs

Sirius BSirius BSirius B har en yttemperatur på 27,000 K, nästan tre gånger högre än Sirius A. Samtidigt är luminositeten låg. Sirius B måste alltså vara mycket liten. Enligt Stefan-Boltsmanns lag är radien ungefär en 100-del av solens.

• Densiteten är en miljon gånger solens.• Gravitationen vid ytan är enorm.

Spektrallinjerna är mycket breda (p.g.a. tryckbreddning) och något rödförskjutna (gravitationell rödförskjutning!)

• Den tunna fotosfären där spektret uppkommer består oftast av väte och/eller helium. Stjärnans inre består av C-O (eller O-Ne-Mg från mer massiva ursprungsstjärnor)

I röntgen är vita dvärgen, Sirius Bstarkare än Sirius A.

”Blått” kontinuumspektrum med breda väteabsorptionslinjer.

Spectroscopic Features: A few comments

• Strong gravity of white dwarfs result in rapid settling of elements e.g. Hydrogen always rises to the top and can mask other elements

Spectroscopic ClassificationSpectroscopic ClassificationDA, strong Hydrogen linesDB, strong He I linesDO, strong He II linesDC, no strong lines (“continuous”) spectrumDZ, strong metal lines (excluding carbon)DQ, strong carbon lines

Examples of DA whitedwarf spectra

Determination of Mass (for non-binaries)

• Spectroscopic Method:Line (Hydrogen) width is sensitive to pressure

which is proportional to gravityg = GM/R2 (Mass-Radius relation -> M)

• Photometric Method:Broad-band photometry fitted to black body

yields Teff and angular sizeCombine with parallax to get radius RUse Mass-Radius relation to derive Mass

Example of spectroscopic massdetermination for a white dwarf.

In general less accurate than orbital masses.

Masses of White Dwarfs

MassMass--Volume RelationVolume Relation

Calculate the relationship between mass and volume for a completely degenerate star of constant density.

constant=MVMore massive stars are smaller.

Electrons must be more closely packed in more massive stars, for degeneracy to provide sufficient pressure.

Clearly a problem here because if you keep piling mass on it’s volume must go to zero. The derivation ignored relativity, and at high enough densities the velocities of the electrons approach the speed of light.

Mass-Radie relationen

Icke-relativistiskt: Fowler

Relativistiskt: Chandrasekhar

Max massa: Chandrasekharmassan ≈ 1,4 solmassor

Chandrasekhar fick nobelpriset i fysik 1983: ”for his theoretical studies of the physical processes of importance to the structure and evolution of the stars.”

1935: konfrontation med Eddington

Mass-Radius Relationship of Cold Bodies

JupiterWhite

Dwarfs

planets

moons

asteroids

310

3010251020101510

410

510

(km)R

210

10

1 (kg)M

ChM

1/ 3R M∝

1/ 3R M −∝

Växelverkandedubbelstjärnor

Mass transfer can affect the evolution of closebinary star systems

Mass transfer in a close binary system occurs when one star in aclose binary overflows its Roche lobe

Gas flowing from one star to the other passes across the inner Lagrangian point

This mass transfer can affect the evolutionary history of the stars that make up the binary system

Utveckling till röd jätte startar massöverföring.

Här drivs massöverföringen av att Rochloben krymper!

Banan krymper, stjärnorna kommer närmare varandra därför att de förlorar rörelsemändsmoment (mvr) genom

1. magnetisk bromsning (magnetiskt kopplad stjärnvind)eller

2. gravitationsstrålning

Kataklysmisk variabel (= massöverföring till en vit dvärg)

När gasen rör sig inåt i ackretionsskivan omvandlas dess gravitationellapotentiella energi till kinetisk energi (omloppshastigheten) och termisk energi (skivan blir varm och lyser).

Linjestrålning från skivans båda sidarär blå resp rödförskjutna. Det resulterari en ”horn”-formad spektrallinje.

Dvärgnovor: Utbrott med veckor till månaders mellanrum.

Orsakas av att massflödet genom ackretionsskivan plötsligt ökar.(Instabilitet som gör att viskositeten ökar).

Nova

Explosiv kärnförbränning av materia (väte) som strömmat över till en vit dvärg.

Ungefär 5% av vita dvärgarna har starka magnetfält.Upp till 109 gauss.

Magnetfältet kan bestämmas frånZeeman-uppspaltningen av spektrallinjerna

Separation gives B=13.8MGSeparation gives B=13.8MG

Intermediate polar, IP (or DQ Her system)

Polar (AM Her objekt)

Hård röntgenstrålning (>2keV)(bromsstrålning) frånhett plasma i ackretions-kolumnen

Mjuk röntgenstrålning (< 2keV)(svartkroppsstrålning) fråndet upphettade ytan.

Bromsstrålning: Energin på den emitterade fotonen beror på elektronens hastighet, dvs temperaturen i plasmat (röntgen när temperaturen är mer än 1 miljon K.

Magn. fält

e-Linjärpolariserad strålning

Cirkulärpolariserad strålning Cyklotronstrålning

Cirkulärpolarisation övertvå rotationsperioder.

Linjärpolarisation övertvå rotationsperioder.

Polarisationsvinkel

That’s it!