Wstęp do astrofizyki I Wykład 12 Tomasz Kwiatkowski Uniwersytet im. Adama Mickiewicza w Poznaniu Wydział Fizyki Instytut Obserwatorium Astronomiczne Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 1/24 Plan wykładu Obserwacje widm gwiazd Jak powstają linie w widmach gwiazd Fotograficzne obserwacje widm Klasyfikacja harwardzka widm Schemat Williaminy Fleming Modyfikacja Anny Cannon Katalog Drapera Charakterystyka poszczególnych typów widmowych Wykres Hertzprunga-Russela Odkrycie olbrzymów i karłów Wykres H-R, wersja obserwacyjna Linie równych promieni na wykresie H-R Masy i gęstości gwiazd Klasyfikacja Morgana-Keenana Klasy jasności na wykresie H-R Paralaksy spektroskopowe Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 2/24
Jak powstają linie absorbcyjne w widmach gwiazd? Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 3/24 Początki obserwacji widm gwiazd Astrograf Drapera w Piwnicach 1814 Joseph Fraunhofer skatalogował linie w widmie Słońca 1817 Fraunhofer stwierdził, że różne gwiazdy mają różne widma 1872 Henry Draper wykonuje pierwszą fotografię widma gwiazdy (Vega) Po śmierci Drapera Edward C. Pickering kontunuje katalogowanie widm gwiazd przy pomocy astrografu z pryzmatem obiektywowym Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 4/24
Widma gwiazd z pryzmatu obiektywowego Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 5/24 Jak klasyfikować widma gwiazd? ilość klisz ze zdjęciami widm gwałtownie rośnie, Pickiering zatrudnia zespół asystentek do pomocy schemat Williaminy Fleming: litery od A do Q, w zależności od natężenia linii wodoru (od najsilniejszej do najsłabszej) które widmo z poniższych należałoby to klasy A? Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 6/24
Klasyfikacja harwardzka widm gwiazd 1901 Annie Jump Cannon z zespołu Pickeringa modyfikuje klasyfikację umieszcza typy O i B przed A, usuwa niektóre litery, dodaje podtypy 0-9 powstaje ciąg typów widmowych O,B,A,F,G,K,M (mnemonik: Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 7/24 Katalog Drapera (HD) 1911-1914 Cannon sklasyfikowała ok. 200 tys. widm wyniki opublikowano w Henry Draper Catalogue gwiazdy mają w nim kolejne numery, np. α Ori to HD 39801 Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 8/24
Różnice między typami widmowymi kolejność typów O,B,A,F,G,K,M związana z malejąca temperaturą powierzchni gwiazd gwiazdy gorące: O-F, tzw. wczesne typy widmowe gwiazdy chłodne: G-M, tzw. późne typy widmowe widma różnią się występowaniem i intensywnością linii do pomiaru intensywności linii wykonuje się przekrój widma Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 9/24 Szerokość równoważna linii widmowej przekrój przez linię absorbcyjną pokazuje zminę strumienia światła F λ mierzonego w długości fali λ intensywność linii określa jej szerokość równoważna W: 1.0 W W = FC F λ F C dλ F λ /F c 0.5 λ o 0.0 Wavelength Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 10/24
Intensywność linii w różnych typach widmowych Uwaga: w astronomii metale to wszystkie pierwiastki cięższe od helu. Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 11/24 Jasności, temperatury i masy gwiazd początek XX w: gwiazdy najgorętsze (typu O) są najjaśniejsze, gwiazdy najchłodniejsze (typ M) są najciemniejsze z zależności masa-jasność: gwiazdy typu O mają największe masy, typu M najmniejsze próba wyjaśnienia: gwiazdy zaczynają żywot w typie O, świecąc traca masę i stają się coraz chłodniejsze, kończą w typie M stąd pochodzi określenie wczesne (O-F) i późne (G-M) typy widmowe jeśli tak jest, powinna występować korelacja między temperaturą T e, a mocą promieniowania L Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 12/24
Odkrycie Ejnara Hertzprunga Wykres Russela 1905 Ejnar Hertzprung: przy wzroście T e rośnie L dla gwiazd typu G i późniejszych dodatkowa grupę gwiazd o dużej jasności (olbrzymy) podobny wynik dostaje Henri Norris Russel Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 13/24 Wykres Hertzprunga-Russela (wersja obserwacyjna) O5 8 4 B0 A0 F0 G0 K0 M0 Supergiants M8 0 M V 4 Giants 8 Main sequence 12 White dwarfs 16 0.4 0.0 0.4 0.8 1.2 1.6 2.0 B V Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 14/24
Wykres Hertzprunga-Russela (wersja teoretyków) Log 10 (L/L ) 7 6 5 4 3 2 1 0 1 2 3 4 O5 B0 A0 Main sequence White dwarfs Supergiants Giants F0 G0 K0 M0 40,000 20,000 10,000 6000 3000 T e (K) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 15/24 Promienie gwiazd na wykresie H-R można je wyliczyć z prawa Stefana-Boltzmanna: ( ) L R 2 ( ) T 4 L = R T po jego obustronnym zlogarytmowaniu mamy ( ) ( ) ( ) L R T log = 2 log + 4 log L R T rozważając gwiazdy o stałym promieniu R możemy przyjąć, że ( ) R 2 log = b R przykładowo, dla gwiazdy o promieniu R = R, b = 0, a dla R = 10 R, b = 2 Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 16/24
Promienie gwiazd ciągu głównego Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 17/24 Promienie gwiazd na wykresie H-R, c.d. wykres H-R w wersji teoretyków ma na osiach zmienne log(t/t ) i log(l/l ) dokonując w równaniu: ( ) ( ) L T log = 4 log + b L T zmiany zmiennych: log(t/t ) = x oraz log(l/l ) = y dostajemy równanie liniowe y = 4 x + b Wniosek: na wykresie H-R gwiazdy o stałych promieniach leżą na liniach prostych! Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 18/24
Linie równych promieni na wykresie H-R Log 10 (L/L ) 7 6 5 4 3 2 1 0 1 2 3 4 O5 B0 100 R 1 R 0.01 R White dwarfs Supergiants A0 Giants F0 G0 K0 M0 40,000 20,000 10,000 6000 3000 T e (K) Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 19/24 Masy i gęstości gwiazd położenie gwiazdy na ciągu głównym określa jej masa M najjaśniejsze gwiazdy O5 100 M najsłabsze gwiazdy M9 0.08 M znając masy M i promienie R gwiazd możemy określić ich średnie gęstości ρ ze wzoru: ρ = M 4 3 πr3 przykładowe gęstości gwiazd Gwiazda Masa Promień Gęstość Słońce 2 10 30 kg 7 10 8 m 1.41 g cm 3 Syriusz 2.3 M 1.6 R 0.79 g cm 3 Betelgeza 10 M 1000 R 10 8 ρ Gwiazdy ciągu głównego mają ρ podobną do gęstości wody, olbrzymy gęstość 100 tys. razy mniejszą niż powietrze którym oddychamy Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 20/24
Różnice w widmach gwiazd tego samego typu porównanie widm 2 gwiazd typu A3 (ta sama temperatura!): nadolbrzyma i gwiazdy ciągu głównego linie różnią się szerokością dlaczego? gęstość karła jest znacznie większa, niż nadolbrzyma, w jego atmosferze panuje znacznie większe ciśnienie, to ono powoduje poszerzenie linii Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 21/24 Klasyfikacja Morgana-Keenana 1943 atlas widm Williama Morgana i Phillipa Keenana definiujący klasy jasności gwiazd Klasa Ia-O Ia Ib II III IV V VI VII, D Nazwa Niezwykle jasne nadolbrzymy Jasne nadolbrzymy Nadolbrzymy Jasne olbrzymy Olbrzymy Podolbrzymy Gwiazdy ciągu głównego (karły) Podkarły Białe karły Klasyfikacja Morgana-Keenana: do typu widmowego z klasyfikacji harwardzkiej dodaje się oznaczenie klasy jasności, np. Słońce to gwiazda G2V, Betelgeza M2Ia Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 22/24
Klasy jasności na wykresie H-R Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 23/24 Paralaksy spektroskopowe mając widmo gwiazdy można określić jej typ widmowy i klasę jasności, potem umieścić na wykresie H-R pozwala to oszacować w przybliżeniu jasnośc absolutną gwiazdy M wyznaczając z obserwacji jasność widomą tej gwiazdy, m, można obliczyć jej przybliżona odległość d w parsekach: d = 10 (m M+5)/5 jest to tzw. metoda paralaks spektroskopowych dokładność wyznaczenia M z klasy jasności wynosi na ogół ±1 m, stąd d jest znane z dokładnością do czynnika ±10 1/5 = 1.6 Tomasz Kwiatkowski, OA UAM Wstęp do astrofizyki I, Wykład 12 24/24