STJERNEMODEL. Hydrodynamik. Termodynamik. Kernefysik. Atomfysik. Strålings teori. Numeriske teknikker. Matematik. Elementar partikelfysik

Transkript

1 Strålings teori Termoynamik Atomfysik Kernefysik Hyroynamik Matematik STJENEMODE Numeriske teknikker Stjerners egenskaber Svingnings perioer Elementar partikelfysik Stjernehobe OBSEVATIONE Solneutrinoer

2 Observationer Eksperimenter eller unersøgelse af overflaeprøver er en umulighe. Unersøgelsen af stjerner sker uelukkene ve observation af en stråling stjernerne usener eller via en stjernes påvirkning af omgivelserne via gravitationen. Observationer Eksperimenter eller unersøgelse af overflaeprøver er en umulighe. Meteoritterne ugør en untagelse Unersøgelsen af stjerner sker uelukkene ve observation af en stråling stjernerne usener eller via en stjernes påvirkning af omgivelserne via gravitationen.

3 Observationer Eksperimenter eller unersøgelse af overflaeprøver er en umulighe. Meteoritterne ugør en untagelse Unersøgelsen af stjerner sker uelukkene ve observation af en stråling stjernerne usener eller via en stjernes påvirkning af omgivelserne via gravitationen. Elektromagnetisk stråling og solneutrinoer En stjerne er en punktkile aius af Solen: km Afstan til nærmeste stjerne: 4 lysår eller mia. km Vinkelraius: / graer (4 mas 3

4 En stjerne er en punktkile aius af Solen: km Afstan til nærmeste stjerne: 4 lysår eller mia. km Vinkelraius: / graer (4 mas Solen er untagelsen Vi kan ikke gentage eksperimenterne alene af en grun at vi ikke kan lave eksperimenter. og fænomener på himlen foregår når naturen vil. 4

5 Vi kan ikke gentage eksperimenterne alene af en grun at vi ikke kan lave eksperimenter. og fænomener på himlen foregår når naturen vil. Astrofysik er en vienskab som er baseret på observation og er ikke eksperimentel i klassisk forstan Observeree parametre Stjernernes position, afstan og raius Stjernernes lysstyrke og farve Interstellar absorption Spektralanalyse (spektrallinier Farve-lysstyrke iagrammer Stjernernes masse Pulserene stjerner (seismologi Aktivitet i stjerner Partikelstråling 5

6 Stjerne positioner Stjerne positioner 6

7 Stjerne positioner 60' 3600" Stjerne positioner 60' 3600" ra 0665" 7

8 Stjerne positioner Parallakse 60' 3600" ra 0665" tan A.U. p A.U. p (raian pc p" 8

9 tan A.U. p A.U. p (raian pc p" ra 0665 pc 0665 A.U. En stjerne er en punktkile aius af Solen: km Afstan til nærmeste stjerne: 4 lysår eller mia. km Vinkelraius: / graer (4 mas 9

10 En stjerne er en punktkile aius af Solen: km Afstan til nærmeste stjerne: 4 lysår eller mia. km Vinkelraius: / graer (4 mas Teleskop En stjerne er en punktkile Interferometri Teleskop # Teleskop # 0

11 / ( ( / ( / ( ( / ( m km km (7 3 5

12 / ( ( / ( / ( / ( ( / (( ( / (( ( m 6 / ( ( / ( / ( / ( ( / (( ( / (( ( m m

13 3 / ( / ( ( / (( ( / (( ( / ( ( / ( Δ ( ( Δ ( ( > < Δ

14 For at kunne opløse en stjernes raius kræves et af et givet interferometer at: < c > : størrelsen af interferometeret 4 lysår km 500 nm < c > Eksempel: 4 lysår km 500 nm 4

15 < c > 4 lysår 30 meter 500 nm km Minimum længe af basislinie Very arge Telescope 5

16 Very arge Telescope Interferometer (VTI 6

17 7

18 8

19 Stjerners lysstyrke (flux Størrelsesklasse, m m,5 log 0 l K Tilsynelaene luminositet l: J / m² / sec erg / cm² / sec l m m,5 logl,5 logl,5 log l Tilsynelaene luminositet m,5 log 0 l K M,5 log 0 S K Absolut luminositet 9

20 l m m,5 logl,5 logl,5 log l Tilsynelaene luminositet m,5 log 0 l K M,5 log 0 S K S 4π l Absolut luminositet M,5 log 0 S K S 4π l M,5 log π,5 log 0 0 ( 4 l m 5log K l 5log K 4 K 3 0

21 M,5 log 0 S K S 4π l M,5 log π,5 log 0 0 ( 4 l m 5log K l 5log K 4 K 3 0 pc M m M,5 log 0 S K S 4π l M ( 4 l,5 log0 π K,5 log0 l 5log K m 5log K M m 5log0 0pc pc M m

22 5 log 5 5 log 5 0pc log M m m m M måles i parcsec Bolometrisk luminositet ν ν 0 0 bol l l l

23 Bolometrisk luminositet Målt luminositet Filter følsomhesfunktion, S 3

24 Målt luminositet l S 0 S l m,5 log l S 0 S K S m S M 5log0 5 S UBV systemet stjernernes farve U B V UV Blå Grøn Gul ø I 4

25 U,5 log B,5 log V,5 log l l l U B V K K K U B V 0,00-5,96 0,00-6,09 0,00-6,74 Farve inex l U B,5 log l l B V,5 log l U V B B K K U B K K Vega V B Solen 0,00 0,3 Blå/grøn Gul 0,00 0,65 5

26 stave tap (farve 6

27 Farver K 5000 K 9000 K 6500 K 5500 K 4000 K 800 K 7

28 40000 K 5000 K 9000 K 6500 K 5500 K 4000 K 800 K K 5000 K 9000 K 6500 K 5500 K 4000 K 800 K 8

29 40000 K 5000 K 9000 K 6500 K 5500 K 4000 K 800 K K 5000 K 9000 K 6500 K 5500 K 4000 K 800 K 9

30 40000 K 5000 K 9000 K 6500 K 5500 K 4000 K 800 K K 5000 K 9000 K 6500 K 5500 K 4000 K 800 K 30

31 40000 K 5000 K 9000 K 6500 K 5500 K 4000 K 800 K Planck funktionen K 5000 K 9000 K 6500 K 5500 K 4000 K 800 K 3

32 Planck funktionen K 5000 K 9000 K 6500 K l πhc 5 hc exp kbt 5500 K 4000 K 800 K Planck funktionen max,89780 T 7 Å K K 5000 K 9000 K 6500 K l πhc 5 hc exp kbt 5500 K 4000 K 800 K 3

33 33 Bolometrisk luminositet bol exp T T k hc hc l l B σ π Bolometrisk luminositet bol exp T T k hc hc l l B σ π α Kan observeres!

34 Bolometrisk luminositet og effektiv temperatur l bol σ T 4 eff bol S 4 4π lbol 4πσ Teff Bolometriske størrelsesklasser m,5 l K bol log 0 bol bol m bol M bol 5log0 5 mbol V B.C. 34

35 Interstellar absorption og farve-excess V M 5 V 5log0 A V B V ( B V E( B V 0 A V 3 E ( B V 35

36 Spektralanalyse Spektrallinier Spektralklassifikation Kemisk sammensætning Dopplereffekt Gravitationel røforskyning Zeeman-effekten 36