Bevezetés a csillagászatba II.

Átírás

1 Bevezetés a csillagászatba II. Dobos László dobos@complex.elte.hu É április 4.

2 Csillagok fényessége Luminozitás a csillag által egységnyi idő alatt kibocsátott energia jele L, mértékegysége [L] = erg s 1 vagy L Fluxus a csillag kibocsátott energiájának egységnyi felületen, időegység alatt áthaladó része jele F, mértékegysége [F ] = erg s 1 cm 2 alapképlete F = L 4πDL 2, ahol D L az ún. luminozitástávolság a luminozitástávolság csillagokra azonos a fizikai távolsággal

3 A csillagok fényének detektálása Színszűrők használatával adott r(λ) átviteli függvény keskeny vagy széles hullámhossztartomány ( Å) léteznek sztenderd szűrőkészletek (Johnson UBV, SDSS ugriz) CCD-detektorral képalkotó félvezető eszköz vezetési elektronok keltése fotoelektromos effektussal fotonszámlálás lineráris: elektronok száma fotonok száma kvantumhatásfok: hozzászorzódik az r(λ) átviteli függvényhez Csillagok (pontforrások) esetében elektronok száma fotonok száma fluxus

4 A magnitúdó A látszólagos magnitúdó a fluxus logaritmusa: m = 2,5 log 10 F + m 0, ahol az m 0 konstanst a fotometriai rendszer rögzíti (a továbbiakban elhagyjuk). Azonos színszűrőben mért magnitúdók különbsége a fluxusok arányának logaritmusa: m 1 m 2 = 2,5 log 10 F 1 + 2,5 log 10 F 2 = = 2,5 log 10 F 1 F 2 Különböző színszűrőkben vett magnitúdók különbsége a színindex: m A m B = 2,5 log 10 F A F B Mindig a kékből vonjuk ki a vörösebbet

5 A színindex és a távolság Két azonos spektrumú csillag színindexe független a távolságtól: m A,1 m B,1 = 2,5 log 10 = 2,5 log 10 = m A,2 m B,2 L A 4πD 2 L,1 L B 4πD 2 L,1 L A 4πD 2 L,2 L B 4πD 2 L,2 = =

6 Az abszolút magnitúdó Mintha a csillag 10 pc távolságra lenne: A távolságmodulus M = 2,5 log 10 DM = m M = 2,5 log 10 L 4πD 2 L L 4π(10 pc) 2 = 2,5 log 10 4πD 2 L L 4π(10 pc) 2 L = + 2,5 log 10 L 4π(10 pc) 2 DL 2 = 2,5 log 10 (10 pc) 2 = 5 log D L 10 (10 pc) = 5 log 10 D L 5

7 Az optikai mélység Csillagközi anyag a megfigyelt csillag és köztünk gáz és por alkotta közeg az áthaladó fényt elnyeli és szórja erős hullámhossz-függés Elnyelő közegben haladó monokromatikus fény intenzitása csökken I λ (s) = I λ,0 e κ λρs A felhő τ λ optikai mélysége megadja az áthatoló fénysugár intenzitásának csökkenését I λ I λ,0 = e τ λ

8 Az extinkció Az optikai mélységet figyelembe véve a látszólagos magnitúdó m λ = M λ + DM + A λ A valódi és az extinkció nélküli látszólagos magnitúdók különbsége az intenzitások arányának logaritmusa: m λ m λ,0 = 2,5 log 10 I λ I λ,0 = 2,5 log 10 e τ λ = = 2,5τ λ log 10 e = 1,086τ λ Az extinkció és az optikai mélység kapcsolata A λ = 1,086τ λ

9 Felhőn keresztülhaladó fény extinkciója

10 Az extinkció hullámhossz-függése A fényszórási effektusok erősen hullámhosszfüggők Compton-szórás Rayleigh-szórás: λ 4 Mie-szórás, stb. gáz és porfelhőkben Rayleigh-szórás a kék hullámhosszakra sokkal erősebb a vörös hullámhosszak maradnak meg a háttérben levő csillag fénye vörösödik 1 A hullámhossz-függés kihasználása függ a használt színszűrőtől több hullámhosszon mérve egy háttérben levő csillagot az előtérben levő gázfelhő extinkciója kikövetkeztethető 1 reddening

11 Távolságmérés sztenderd gyertyákkal Sztenderd gyertya ismert luminozitású (abszolút magnitúdójú) objektum valamilyen elméletből adódóan (SN Ia) kalibrált összefüggésből adódóan (Cefeidák) Fotometrikus parallaxis M és m ismeretében becsülhető a csillag távolsága DM = m M A λ Az extinkciót becsülni kell az extinkció hullámhosszfüggése ismert több színszűrővel végzett méréssel kiejthető

12 Cefeidák

13 Cefeidák Pulzáló változócsillagok a pulzáció periódusideje korrelál az abszolút magnitúdóval Henrietta Leavitt (1908)

14 Csillagképződés A csillagképződés nagy molekulafelhőkben zajlik csillag is keletkezhet egy időben idővel a nagy tömegű csillagok szele szétfújja a felhőt Csillagok meghatározott tömegeloszlással sok törpecsillag és kevés kék óriás kezdeti tömegeloszlás-függvény hatványfüggvény jellegű: ξ(m) M α, α 2.35 kis tömegek felé már α < 1 átlagos csillagtömeg M 0,5M

15 Egy időben keletkezett csillagok A csillagok párhuzamosan fejlődnek a csillag luminozitása erősen függ a tömegtől: L M 4 a nagy tömegű csillagok sokkal rövidebb ideig élnek hamar elvándorolnak a HRD-n a fősorozatról, stb. a teljes csillaghalmaz kezdetben kék idővel a kék csillagok eltűnnek, ezért bevörösödik Csillaghalmazok egy időben keletkezett csillagok azonos gázfelhőből azonos fémtartalom nyílt halmazok és gömbhalmazok

16 Csillaghalmazok Nyílt halmazok: azonos gázfelhőből, de gravitációsan nem kötöttek a galaxissal való kölcsönhatás idővel szétszórja őket általában nagyon fiatalok (max néhány Gyr) Gömbhalmazok: akár több 10e csillag gravitációsan kötöttek nagyon öreg csillagok (akár Gyr) alacsony fémtartalom

17 Elméleti HRD

18 A szín-magnitúdó diagram Hertzsprung Russel-diagram az elméleti asztrofizikus ábrája T, log L A megfigyelő csillagász ábrája vízszintes tengely: színindex T függőleges tengely: abszolút magnitúdó Azonos, de ismeretlen távolságra levő csillagok esetén nyílt halmaz, gömbhalmaz az abszolút magnitúdó helyett látszólagos magnitúdó DM az összes csillagra azonos

19 Megfigyelt HRD - elméleti szín magnitúdó diagram

20 Absolute Magnitude Spektroszkópiai parallaxis -15 Csillag a HRD-n: színképosztály luminozitási osztály fősorozati csillagokra erős összefüggés a színképosztályból becsülhető a luminozitási osztály ebből csillagmodellek alapján az abszolút magnitúdó DM = m M Hypergiants Supergiants RR Lyrae variables classic cepheids Main Sequence Dwarfs White Dwarfs Subdwarfs The Instability Strip W Virginis variables Bright Giants Giants Subgiants Brown Dwarfs O B A F G K M L T Spectral Class

21 Tájékozódás a szín magnitúdó diagramon Vízszintes tengely színindex, kékebből vonjuk ki a vörösebb magnitúdót balra: kékebb csillagok, jobbra: vörösebb csillagok Függőleges tengely fordított magnitúdóskála felfelé fényesebbek, lefelé halványabbak A fősorozat vége: lefordulási pont a halmazt egy időben keletkezett csillagok alkotják melyik a legnagyobb tömegű, mely még épp fősorozati a nagyobb tömegűek már elvándoroltak megmérhető a csillaghalmaz kora

22 Vogt Russell-tétel és csillagok fejlődésének modellezése Egy csillag teljes életútja csak a kezdeti tömegétől kezdeti fémtartalmától függ de: szoros kettősök is vannak! Egy csillag életét elméletileg is tudjuk követni a kor függvényében nézzük a csillag állapotát a csillagok evolúciós modelljei megadják a a csillag légkörének T hőmérsékletét a teljes L luminozitást a log g felszíni gravitációt (v.ö. kezdeti tömeg és óriásállapotok) a T, L, log g hármashoz társítható egy légkörmodell a légkörmodell megadja a részletes spektrumot minden korra ki tudjuk számítani az abszolút magnitúdót és a színindexeket a kezdeti fémtartalom árnyalja a képet

23 Csillagfejlo de si trajekto ria, M = 5M

24 Csillagfejlődési trajektóriák

25 Csillaghalmazok szín magnitúdó diagramja

26 Nyílt halmazok korának meghatározása

27 Fősorozat-illesztés Nyílt- vagy gömbhalmaz esetében meghatározzuk a csillagok magnitúdóit szín magnitúdó diagramot készítünk Azonos, de ismeretlen távolságra levő objektumok a szín magnitúdó diagramon kirajzolódik a fősorozat, stb. Fősorozat-illesztés különböző korú és fémességű modellezett csillagokat veszünk a modelleket a megfigyelésekre illesztjük a függőleges irányú eltolás a DM illesztését jelenti a jobbra történő eltolás az extinkciónak felel meg figyelem: a jobbra tolásnak nincsen fizikai tartalma! a lefordulási pont eltalálása megadja a kort

28 Fősorozat-illesztés

29 Primordiális nukleoszintézis (Alpher Bethe Gamow, 1948) Az ősi atommagok létrejötte az Univerzum hajnalán a kezdeti ősanyag: kvark-glüon plazma a tágulás során lehűl, és kifagynak a barionok (proton, neutron) picivel később létre jönnek az atommagok a hőmérséklet gyorsan csökken, a nukleoszintézis hamar leáll már perccel a nagy bumm után csak kis tömegszámú atommagok jönnek létre Az Univerzum barionos anyagának összetétele jól meghatározott 76 % hidrogén (szabad proton) 24 % 4 He nagyon kevés 2 H, 3 He és 7 Li

30 A különböző izotópok mennyisége

31 Héliumnál nehezebb elemek További nukleoszintézis kizárólag a csillagokban a 7 Li a nagy tömegű csillagok élete elején lebomlik a p-p ciklus 4 He-ot stb. hoz létre tripla-α folyamat CNO-ciklus s-folyamat (óriásokban), r-folyamat (szupernóvákban) Li probléma: nagyon öreg csillagokban kevesebb Li, mint amit a primordiális nukleoszintézisből várnánk Minden He-nál nehezebb elemet fémnek hívunk: 1 = }{{} X + }{{} Y + }{{} Z H 4 He fém

32 A Nap fémtartalma Z = 0,02 Fémtartalom H-ra vett arányként megadva n Fe /n H [Fe/H] = log 10 n Fe, /n H, mértékegysége a dex [Fe/H] = 0 szubszoláris fémesség: [Fe/H] < 0 szuperszoláris fémesség: [Fe/H] > 0

33 Csillagok fémtartalma A csillagok turbulensen átkeveredett gázfelhőből jönnek létre a halmaz csillagainak azonos fémtartalma van A fotoszféra fémtartalma sokáig nem változik a csillag az élete során nehéz elemeket gyárt ezek a magban keletkeznek nem jutnak fel a fotoszférába ehhez a magig leérő konvekciós zóna kell vagy a köpeny ledobása Felkeveredett csillagok szubóriás-ág végén magig érő konvekciós zóna aszimptotikus ág elején szintén termikus pulzáció szakaszában újra a fémek vonalai megjelennek a spektrumban extrém eset: széncsillagok

34 Kémiai evolúció Egy galaxis élete során több csillaggeneráció AGB csillagokban s-folyamat, erős csillagszél a nagy tömegű csillagok hamar szupernóvaként robbannak szupernóvákban r-folyamat feldúsítják a csillagközi anyagot fémekkel a későbbi csillaggenerációk fémben gazdagabbak Kor-fémesség reláció: öreg, kis tömegű csillagok: fémben szegények fiatal csillagok: fémben gazdagok Első generációs csillagok (III. populáció) az ősi anyagból jöttek létre: Z = 0 sehol sem látunk ilyeneket (hova lettek?) nagyon nagy tömegűek, hamar legyártották a fémeket?

35 A fémesség hatása a csillag spektrumára A fématomok könnyen ionizálhatók sok elektron juttatnak a csillag fotoszférájába elnyelési vonalak sorozata a csillag fénye vörösödik luminozitás azonos M mellett kissé nő a fősorozat jobbra és felfelé tolódik