12. Aurinko. Ainoa tähti, jota voidaan tutkia yksityiskohtaisesti esim. pyöriminen, tähdenpilkut pinnalla, ytimestä tulevat neutrinot

Transkriptio

1 12. Aurinko Ainoa tähti, jota voidaan tutkia yksityiskohtaisesti esim. pyöriminen, tähdenpilkut pinnalla, ytimestä tulevat neutrinot Tyypillinen pääsarjan tähti: Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

2 12.1 Auringon sisäinen rakenne: Fuusio muuttaa yhdessä sekunnissa kg vetyä kg heliumia erotus = 4.4 miljoonaa tonnia vastaa W (Aurinko kuluttanut 5% vedystään) Pintaosien koostumus= alkuperäinen koostumus 71% vetyä, 27% heliumia Auringon ytimessä: 40% vetyä, 60% heliumia Radiatiivinen sisäosa (0.7 R saakka) Ulko-osa konvektiivinen: lämpötila riittävän alhainen ionisaatio ei ole täydellinen opasiteetti kasvaa Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

3 Auringon pyöriminen Auringonpilkku-havainnot differentiaalinen rotaatio Schneider 1630: navoilla pyörähdysaika 30 päivää, ekvaattorilla 25 Pyörähdysakseli 7 kallellaan ekliptikaan nähden (vai pitäisikö sanoa toisinpäin?) Kulmanopus Ω Ω = A B sin 2 ψ ψ = latitudi A = 14.5 /vrk, B = 2.9 /vrk Entä pinnan alapuolella? helioseismologia: spektriviivojen vaihtelut konvektiokerroksessa eteneviä aaltoja vertaaminen teoreettisiin malleihin tietoa sisärakenteesta konvektiivinen kerros: pyöriminen lähes samanlaista kuin pinnalla, paitsi gradientti ekvaattorin ja napojen välillä suurempi radiatiivinen ydin: kiinteän kappaleen tavoin, P=25 vrk rajakerros = takokliini: Ω(R) muuttuu nopeasti merkitty kuvaan katkoviivalla (taajuudet esim. 300 nhz P = 1/ s = 38.6vrk) Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

4 12.2 Auringon atmosfääri: fotosfääri, kromosfääri, korona Fotosfääri ( valokehä ) Atmosfäärin sisin osa = Auringon näkyvä pinta (optinen paksuus kasvaa nopeasti, τ 1 = pinta) paksuus n km lämpötila 8000 K 4500 K (jatkuva spektri + abs. viivat) Konvektio: näkyy pinnalla rakeisena rakenteena = granulaatio granula: koko n km, kirkas keskiosa, kuuma kaasu ylös, tummat välialueet: kylmän kaasun alasvirtaus supergranulaatio: 50 kertaa suuremmassa skaalassa, pinnan suuntaisia nopeuksia Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

5 Kromosfääri 500 km paksuinen kerros fotosfäärin yläpuolella: lämpötila nousee 4500 K 6000 K Näkyy suoraan vain auringonpimennysten aikana: spektrissä vedyn Balmer-emissioviivoja H α kapeakaistakuvaus kromosfäärin emissio näkyviin (fotosfäärin säteilyssä syvä abs. viiva) spikulat = liekkimäiset kohoumat, nousevat n km:n korkeudelle. Korona (=kruunu) Kromosfäärin yläpuolinen, hyvin kuuma vyöhyke Näkyviin Aurinkonpimennyksen aikana, ulottuu parin säteen päähän Moninkertaisesti ionisoituneet alkuaineet (T = 10 6 K) Energimekanismi huonosti tunnettu (liittyy magneettikenttään) Aurinkotuuli = koronasta poisvirtaavia hiukkasia Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

6 12.3 Auringon aktiivisuus: Auringonpilkut Tyypillinen läpimitta km, suurimmat lähes km (=näkyy paljain silmin) Eliniät muutamasta päivästä useisiin kuukausiin (useita kierroksia, kiertoaika) Pilkun kohdalla T = 4500 K, muualla 6000 K näkyvät tummina Keskellä tumma umbra, ympärillä vaaleampi penumbra Pilkkuja ympäröivässä alueessa ns. kirkkaat fakulat (Aurinko kirkkaimmillaan kun paljon pilkkuja!) Pillkujen määrän vaihtelua seurattu lähes vuotta ( Kiinassa ens. havainnot jo 2000 v sitten) Zurichin auringonpilkkuluku (Wolfin luku) Z = C(s + 10g) s yksittäisten pilkkujen määrä g pilkkuryhmien määrä C olosuhteista riippuva kerroin Schwabe 1843: pilkkujen määrä vaihtelee n. 11 v sykleissä (7-14 v) 1600-lla Maunderin minimi Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

7

8 Auringon magneettinen sykli Auringonpilkut: jopa 4500 Gaussin magneettikenttiä pilkut pareittain: napaisuus vastakkainen - magneettiset silmukat Auringonpilkkujakso vastaa magneettikentän vaihtelua: pilkut siirtyvät kohti ekvaattoria jakson kuluessa seuraavalla jaksolla napaisuus vaihtunut (täysi jakso 22v) Perhosdiagramma Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

9 Dynamoteoria: H. Babock Magneettiset voimaviivat jäätyneet plasmaan, liikkuvat pöyrimisen mukana Differentiaalinen rotaatio tiukka spiraali, katkeaminen Malli selittää kvalitatiivisesti perhosdiagrammin bipolaariset pilkut, napaisuuden vaihto Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

10 Muita aktiivisuuden osoituksia fakulat: fotosfäärin kirkastumia plaget : kromosfäärin kirkastumia (havainnot H α, Kalsium K-viiva) prominenssit: koronassa olevia kuumia kaasupilviä (aiemmin protuberansseja ) flare-purkaukset: nopeita purkauksia, säteilyä laajalla aallonpituusalueella, harattuja hiukkasia Koronan massa-purkaukset: hyvin suuria hiukasnopeuksia, aihettavat Maassa magneettisia myrskyjä muutamaa päivää myöhemmin radiosäteily Aurinko taivaan voimakkain radiosäteilijä Radiosäteilyssä näkyy reunan kirkastuminen Radiomyrskyt: kirkkaus jopa 10 5 kertainen Aurinkotuuli: Massamenetys M Hiukkasnopeus 500 km/s säteily peräisin kromosfääristä/koronasta SOHO: Koronan massapurkaus 2007 Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

11 Auringon pinnan ilmiöitä + nimistöä Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

12 13. Muuttuvat tähdet Kaikki tähdet jossain määrin muuttuvia, ainakin tietyissä kehitysvaiheissa Ensimmäinen havaittu: Mira (o Ceti) 1596 (Fabricius) Nimeäminen (Argelander 1800 luvulla): tähdistön nimen eteen R,S,... Z, RR,...SS... V335, V Argelanderin menetelmä: harrastajien visuaaliset havainnot 3 pääryhmää: pimennysmuuttujat - kaksoistähtiä, itse tähden ominaisuudet ei muutu sykkivät muuttujat - epävakaa jättiläisvaihe, pinnan laajeneminen/supistuminen purkautuvat muuttujat - esim. lähekkäinen kaksoistähti, kaasun virtaus lisäksi: pyörivät muuttujat (tähdenpilkut) Yli luetteloitua muuttujaa GCVS-luettelo Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

13 13.1 Sykkivät muuttujat Kirkkausvaihtelut yhteydessä spektriviivojen Doppler-vaihteluun tähden ulkokerrokset sykkivässä liikkeessä, nopeudet km/s Jakso vastaa tähden ominaistaajuutta Eddington osoitti 1910:lla: P 1 ρ (vertaa dynaamisen aikaskaalan tiheys-riippuvuus q R 3 /M) Läpimitan muutokset jopa kaksinkertaisia, tyypillisesti paljon pienempiä Suurin syy kirkkauden muutoksiin on pintalämpötilan muutos (L R 2 T 4 ) Mikä voisi aiheuttaa sykkimisen? Hydrostaattinen tasapaino paineen ja gravitaation välillä:... ulko-osan laajeneminen, tiheys pienenee lämpötila laskee kaasun paine laskee gravitaatio supistaa ulko-osia tiheys kasvaa lämpötila nousee paine kasvaa ulko-osat laajenee... Normaalisti tämä värähtelysykli vaimenee tehokkaasti (=hydrostaattinen tasapaino), sillä sykkimisen ylläpitäminen vaatisi energiaa ulkopuolelta Sopivissa olosuhteissa tähden sisältä tulevan säteilyenergian absorpoituminen ulko-osien kaasuun voi tarjota energialähteen sykkiminen ( overstability ) ehto: säteily absorboituu paremmin kaasun ollessa tiheää (ja kuumaa) normaalisti: kaasu paremmin läpinäkyvää lämpötilan kasvaessa Poikkeus: pintalämpötila K osittain ionisoitunut H, He absorboi paremmin tiheyden kasvaessa Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

14 Kefeidit Nimi δ Cephei -tähden mukaan Henrietta Leavitt 1912: pienen Magellanin pilven muuttujat Likimain sama etäisyys näennäinen ja absoluttiisen magnitudin vastaavauus Kalibrointi: Hertzbrung 1913 tähtien ominaisliikkeiden avulla Shapley: kyseessä sykkivät tähdet = Klassiset kefeidit: F-K ylijättiläisiä, nuoria metallirikkaita Populaatio I -tähtiä M v 4 (Aurinkoa n kertaa kirkkaampia) Jakso 1-50 vrk, amplitudi mag Periodi-luminositeetti-relaatio: Jakso pitenee kirkkauden kasvaessa (Eddingtonin relaatio: P 1 ρ lyhytjaksoiset ovat tiheämpiä kuin pitkäjaksoiset, kuumempia, mutta säteeltään pienempiä pienempi luminositeetti) Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

15 Esimerkki Tähtitieteen perusteet kirjasta: Kefeidien periodi-luminositeetti-relaatio Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

16

17 Mira-tähdet M, S, C ylijättiläisiä (esim. Mira itse: säde 2 AU) Jakso vrk, visuaalisen magnitudin vaihtelu jopa 10 magnitudia (10000 kertainen!), tyypillisesti 6 mag Mira: maksimi kirkkaus 2-4 mag, minimi 12 mag Miten mahdollista? Kylmiä tähtiä säteily etupäässä IR:ssä Pienikin lämpötilan kasvu siirtää maksimia lyhyemmille aallonpituuksille voimakas visuaalinen kirkastuminen Puolisäännölliset ja epäsäännölliset muuttujat massiivisia nuoria tähtiä, ulkokerrokset epävakaita Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

18 13.2 Purkautuvat muuttujat Ei säännöllistä sykkimistä, kirkkausmuutokset aiheutuvat aineen purkautumisesta tähdestä Kaksi pääryhmää: Eruptiiviset muuttujat: kromosfäärin/koronan purkauksia, vaikutus tähteen pieni, ympärillä usein kaasua flare-tähdet, sumumuuttujat, R Coronae Borealis -tähdet Kataklysmiset muuttujat: ydinreaktiot pinnalla tai tähden sisällä, koko tähti voi tuhoutua novat, kääpiönovat, supernovat Flare-tähdet M spektriluokan nuoria kääpiö-tähtiä (yleisiä avonaisisa joukoissa) samankaltaisia flare-purkauksia kuin Auringossa (optinen +radio) tähdet itse himmeämpiä jopa 5 mag kirkastuminen Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

19 Sumu-muuttujat Tähtienvälisten pilvien yhteydessä esiintyviä muuttujia T Tauri-tähdet Pääsarjaa kohti tiivistymässä olevia tähtiä epäsäännöllisiä kirkkausvaihteluita spektiviivojen siirtymät voimakas tähtituuli FU Orionis 6 mag kirkastuminen, hidas himmeneminen, voimakas IR säteily läheisestä pölystä V1057 Cygni kirkastui 6 magnitudia, aiemmin T tauri tähti normaali AB spektriluokan tähti η Carinae: Hubble kuva R Coronae Borealis käänteisiä novia, himmenee 10 magnitudia, palaa ennalleen vuosien jälkeen η Carinae v asti taivaan kirkkaimpia tähtiä, 1870 ei enää paljain silmin näkyvä uudelleen kirkastumassa Kirkas sininen 100M tähti, kuumentaa ympärillä olevaa pilveä, säteilee IR-alueella (taivaan kirkkain Aurinkokunnan ulkopuolinen IR-kohde) Kirkkaudenmuutosten alkuperä ei tiedossa, tn. räjähtää supernovana Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

20 Novat Novat: nopeita purkauksia, kirkastuu parissa päivässä 7-16 magnitudia hidas himmeneminen Toistuvat novat: vajaat 10 mag, uusiutuu n. 10 vuoden välein Kääpiönovat: 2-6 magnitudia, uusi purkaus 20 vrk -2 v Kirkkausmuutos m likimain verrannollinen log P (novilla P olisi > vuotta, ei havaintoja) Mekanismi: lähekkäisiä kaksoistähtiä normaali tähti + valkoinen kääpiö jonka ympärillä kertymäkiekko massavirtaus fuusio valkoisen kääpiön pinnalla kirkastuminen ja ulkokuoren sinkoutuminen uusiutuu kun tarpeeksi massaa taas kertynyt Kääpiönovat: ei fuusiota, energia putoavan materian potentiaalienergiasta Runsaus: Andromeda novaa/vuosi, kääpiönovia paljon enemmän Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

21 Tähtitieteen perusteet, Luento 14,

22 Tähtitieteen perusteet, Luento 14,