Tähtien rakenne ja kehitys

Transkriptio

1 Tähtien rakenne ja kehitys Fysiikan täydennyskoulutuskurssi - Avaruustutkimus FT Thomas Hackman Thomas.Hackman@helsinki.fi Thomas Hackman, HY:n observatorio 1

2 1. Perustietoa ja käsitteitä Magnitudit Etäisyydet tähtitieteessä Perustietoa tähdistä Tähtien luokitus Thomas Hackman, HY:n observatorio 2

3 1.1 Etäisyydet tähtitieteessä Tähtitieteellisten etäisyyksien perusyksikköinä käytetään: Tähtitieteellinen yksikkö AU: Maan keskietäisyys auringosta: 1 AU on n. 150 milj. km Parsek pc: 1 pc etäisyydestä 1 AU näkyy kulmassa 1 (= 1/3600 o ) 13 1pc km Kuva: Parsekin määritelmä (Wikipedia) Thomas Hackman, HY:n observatorio 3

4 1.2 Magnitudit Kohteiden kirkkaus mitataan tähtitieteessä magnitudeina F lg Magnitudin määritelmä: m m, F1 jossa kahden kohteen energian vuontiheydet ja magnitudit ovat F, F ; m m 1 2 1, Magnitudijärjestelmät kiinnitetty standarditähtiin: F m 2.5 lg F0 Nyrkkisääntö: Kahden kohteen magnitudiero on m=1 vuontiheyksien suhde on n Thomas Hackman, HY:n observatorio 4

5 1.2 Absoluuttinen magnitudi Absoluuttinen magnitudi M: M = kohteen näennäinen magnitudi etäisyydellä 10 pc m M jossa A(r) on ekstinktio m-m = etäisyysmoduli r 5lg A( r), 10pc Thomas Hackman, HY:n observatorio 5

6 1.3 Perustietoa tähdistä Tähdet koostuvat kuumasta kaasusta Korkea lämpötila kaasu plasman muodossa Tähden energian tuotanto: Ydinreaktiot tähden sisustassa (yleensä) Gravitaatiokutistuminen (tietyissä kehitysvaiheissa) Tähdet ovat (likimain) hydrostaattisessa tasapainossa: Painovoiman pyrkii kutistamaan Kaasun paine pyrkii laajentamaan Tasapaino dp GM r dr r 2 r Thomas Hackman, HY:n observatorio 6

7 1.3.1 Hydrostaattinen tasapaino Tasapainossa painovoima ja kaasun lämpöliikkeen paine kumoavat toisensa GM Gravitaatio: dfg r Paineen nettovoima: Sijoitetaan dm=dadr Hydrostaattinen tasapaino: r 2 dm df P PdA ( P dp) da dpda dp dr GM r 2 r r Thomas Hackman, HY:n observatorio 7

8 1.3.2 Tähtien fuusioreaktiot Fuusioreaktiot tähden sisustassa Normaalisti vety (H) fuusioituu heliumiksi Protoni-protoni ketju (pp), esim.: H H H H H Hiilisykli (CNO) 3 He (0.26) He He He 2 H Tähden kehityksen loppuvaiheessa riippuen tähden koosta myös He, C, O -fuusiota Thomas Hackman, HY:n observatorio 8

9 1.3.2 Tähtien fuusioreaktiot Ydinreaktion energian-tuotto perustuu sidosenergian vapauttamiseen Sidosenergia/ nukleoni Thomas Hackman, HY:n observatorio 9

10 1.3.2 Tähtien fuusioreaktiot Ydinreaktiot vaativat miljoonien K:n lämpötiloja ja ovat hyvin lämpötilaherkkiä Liian alhainen lämpötila ydinreaktioketju ei käynnisty Korkeampi lämpötila kiihdyttää ketjua Jos massa on alle 0,08 auringonmassaa pp-ketju ei käynnisty ruskea kääpiö Jos massa on yli n. 100 auringonmassaa niin voimakkaat ydinreaktiot, ettei gravitaatio pysty pitämään tähteä koossa tähtien massat ovat yli 0.08M ja alle 100M Thomas Hackman, HY:n observatorio 10

11 1.3.2 Tähtien fuusioreaktiot Ruskea kääpiö jäähtyy koska ppketju ei käynnisty Ylisuuri tähti Carinae ei pysy tasapainossa Kuvat: Hubble ST (STScI) Thomas Hackman, HY:n observatorio 11

12 1.4 Tähtien spektriluokitus Suurin osa tiedoistamme tähdistä perustuu spektrihavaintoihin Tähdet luokitellaan spektrinsä mukaan Spektriluokat: O, B, A, F, G, K, M laskevan pintalämpötilan (35000 K 3000 K) mukaan Kirkkausluokitus: I Ylijättiläiset II Kirkkaat jättiläiset III Normaalit jättiläiset IV Alijättiläiset V pääsarjan tähdet Auringon luokitus on G2V Thomas Hackman, HY:n observatorio 12

13 1.4 Tähtien spektriluokitus Tähtien spektrejä (Noao/NSF) Thomas Hackman, HY:n observatorio 13

14 1.5 Hertzsprung-Russel diagramma Tähdet sijoitetaan ns. Hertzsprung-Russel diagrammaan lämpötilansa (spektriluokkansa) ja kirkkautensa mukaan Diagrammassa erottuu selvästi ns. pääsarja, joka on tähtien normaali tila Aurinko Thomas Hackman, HY:n observatorio 14

15 1.5 Hertzsprung-Russel diagramma HR-diagrammat lähimmistä tähdistä (alla) sekä kirkkaimmista tähdistä (oikealla, perustuu Hipparcos-havaintoihin) Thomas Hackman, HY:n observatorio 15

16 2. Tähtien rakenne Rakenne riippuu tähden massasta, alkuainepitoisuuksista ja kehitysvaiheesta HR-diagrammasta näkyy: Massan ja lämpötilan välillä on selkeitä riippuvuuksia Vogt-Russel teoreema: Massa ja kemiallinen koostumus määräävät yksikäsitteisesti tähden säteen ja luminositeetin, sekä yleisemmin tähden rakenteen. Tähden kehitys voidaan ennustaa Tähden kerrokset: Sisin osa: Ydin Ulko-osat: Vaippa Pinta: Fotosfääri Thomas Hackman, HY:n observatorio 16

17 2.1 Energian siirtyminen tähdessä Ydinreaktiot tapahtuvat yleensä tähden keskustassa (myöhäisissä kehitysvaiheissa myös muissa osissa tähteä) Energia siirtyy ulos Säteilemällä: Radiatiivinen kerros Konvektiolla: Konvektiivinen kerros Huom.: Radiatiivisessa kerroksessa aine ei sekoitu Konvektiivisessa kerroksessa aine sekoittuu Thomas Hackman, HY:n observatorio 17

18 2.1 Esimerkki: Auringon konvektio Auringon konvektio näkyy granulaationa DOT image (432 nm) Thomas Hackman, HY:n observatorio 18

19 2.1 Esimerkki: Auringon konvektio Konvektio + rotaatio magneettinen aktiivisuus Kuva: Nasa Thomas Hackman, HY:n observatorio 19

20 2.2 Tähtien rakenne pääsarjassa M < 0.4 M : Kokonaan konvektiivinen 0.4 M < M < 1.1 M : Radiatiivinen ydin, konvektiivinen vaippa 1.1 M < M < 1.5 M : Konvektiivinen radiatiivinen konvektiivinen M > 1.5 M : Konvektiivinen ydin, radiatiivinen vaippa Thomas Hackman, HY:n observatorio 20

21 2.3 Tähtien rakenteen havainnot ja mallit Tähtimallit: Sovelletaan fysiikan lakeja Kaasun tila on määräävä tekijä: Konvektiivinen vai radiatiivinen Ei-degeneroitunut (yleensä) vai degeneroitunut (erikoistapauksissa) Ei-relativistinen (yleensä) vai relativistinen (erikoistapauksissa) Havainnot: Erityisesti spektrihavaintoja Yleensä havaitaan vain säteilyä fotosfääristä Asteroseismologian avulla voidaan tutkia tarkemmin tähden sisäosia Thomas Hackman, HY:n observatorio 21

22 3. Tähden kehitys Kuvat: HST Image Gallery (oikea, vasen) ESA Image Gallery (kesk.) Kaasupilvi Luhistuminen Syttyminen Pääsarja Loppuvaiheet Päätepisteet Thomas Hackman, HY:n observatorio 22

23 3.1 Tähden kehityksen aikaskaalat Dynaaminen aikaskaala: Vapaan putoamisen aikaskaala Terminen aikaskaala: Aika, jossa tähti säteilee kutistumisesta vapautuvan gravitaatioenergiansa Ydinaikaskaala: n Aika, jossa tähti säteilee ydinreaktioissa vapautuvan energiansa t d t d n 3 R GM 0.5GM L 2 R Mc L 2 Thomas Hackman, HY:n observatorio 23

24 3.1 Tähden synty Tähti syntyy luhistuvasta kaasupilvestä Luhistumisen kulku: Materia alkaa pudota kohti keskustaa Tiheysprofiili muuttuu keskustapainotteiseksi. Inside-out -luhistuminen Materian kerääntyessä keskustaan, ydin muuttuu optisesti paksuksi gravitaatioenergia ei pääse pakenemaan säteilynä lämpötila kasvaa ytimessä Prototähti PMS-tähti (tähdet ennen pääsarjaa) Pääsarjan tähti Pääsarja alkaa kun vedyn fuusioreaktiot käynnistyvät Thomas Hackman, HY:n observatorio 24

25 3.1 Syntyvien tähtien kertymäkiekot - Kertymäkiekko havaitaan esim. infrapunassa pölyn säteilyn vuoksi. [1] [1] Credit: NASA, M. Clampin (STScI), H. Ford (JHU), G. Illingworth (UCO/Lick), J. Krist (STScI), D. Ardila (JHU), D. Golimowski (JHU), the ACS Science Team and ESA [2] Credit: D. Padgett (IPAC/Caltech), W. Brandner (IPAC), K. Stapelfeldt (JPL) and NASA [2] Thomas Hackman, HY:n observatorio 25

26 3.2 Tähtien kehitys PMS-vaiheessa Auringonmassaisen tähden kehitys HRdiagrammassa: 1-3 Kutistuminen 3. Ydinreaktiot tähti kirkastuu 5. Maksimikirkkaus 6. C 12 -poltto 7. PP-ketjusta pääreaktio, pääsarja alkaa Kuva: Novotny, 1973 Thomas Hackman, HY:n observatorio 26

27 3.3 Pääsarjavaihe Pääsarjan tähdet: ~ Tasapaino vallitsee Energiatuotanto: H He: pp-ketju tai CNO-sykli Luminositeettiluokka V Pääsarjavaihe päättyy kun H ehtyy ytimestä Thomas Hackman, HY:n observatorio 27

28 3.3 Auringonkaltaisen tähden rakenne pääsarjassa Pääsarjan malli 1M, ikä 4.3 miljardia vuotta (r=etäisyys keskustasta, =tiheys, T=lämpötila, L=luminositeetti, X= vedyn pitoisuus) Kuva: Novotny, 1973 Thomas Hackman, HY:n observatorio 28

29 3.3.1 Pääsarjavaiheen kesto Pääsarjavaiheen aikaskaala on ydinaikaskaala: n Mc 2 L Oletetaan: M/R 2 ~ vakio (pätee kun M ~ 1-15 M ) L 4R T eff n Teff pienet tähdet säilyvät pääsarjassa pitkään (~kymmeniä miljardeja vuosia) suuret tähdet palavat loppuun nopeammin (miljoonissa vuosissa) Thomas Hackman, HY:n observatorio 29

30 3.3.2 Eri massaisten tähtien pääsarjakehitys Pääsarja (katkoviivojen rajoittama) ja kehittyminen punaiseksi jättiläiseksi (Novotny, s.321) Kuva: Novotny, 1973 Thomas Hackman, HY:n observatorio 30

31 3.3.3 Pääsarjan kehitys pienillä tähdillä Massarajat: 0.08 M < M < 0.3 M Spektriluokka M Pääsarjan aikaskaala pitempi kuin maailmankaikkeuden ikä Kokonaan konvektiivinen aine sekoittuu voi kuluttaa lähes kaiken H:n Pääsarjan aikana tähti kirkastuu ja kuumenee hitaasti Vedyn loputtua kutistuminen valkoinen kääpiö Thomas Hackman, HY:n observatorio 31

32 3.3.4 Pääsarjan kehitys auringon kaltaisella tähdellä Massarajat: 0.3 M < M < 1.5 M Radiatiivinen ydin, konvektiivinen vaippa Jos M > 1.1 M : pieni konvektiivinen ydin Pääsarjan aikana luminositeetti kasvaa hitaasti H:n osuus ytimen sisäosassa pienenee palaminen jatkuu ytimen ulko-osassa H loppu ytimessä heliumydin joka kuumenee luhistuessaan säteily kuumentaa ytimen ulko-osia H:n palaminen kiihtyy ydin puristuu kasaan, ulko-osat laajenevat punainen jättiläinen Thomas Hackman, HY:n observatorio 32

33 3.3.5 Pääsarjan kehitys melko suurilla tähdillä Massa M ~ 5 M Ydin konvektiivinen, kuori radiatiivinen Ytimen kemiallinen koostumus homogeeninen Pääsarjan aikana luminositeetti kasvaa ja efektiivinen lämpötila laskee Kun ytimen vetypitoisuus < 5% koko tähti luhistuu: tähti kirkastuu ja kuumenee muodostuu H:n palamiskuori konvektiivisen ytimen ulkopuolelle ydin kuumenee ja luhistuu, ulko-osat laajenevat punainen jättiläinen Thomas Hackman, HY:n observatorio 33

34 3.3.6 Pääsarjan kehitys suurimmilla tähdillä Massa M > 15 M Laaja konvektiivinen ydin, ohuempi radiatiivinen kouri Pääsarjan aikana luminositeetti kasvaa ja efektiivinen lämpötila laskee Kun H:n osuus < 3% ydinreaktiot ytimessä vähenevät ydin luhistuu ja kuumenee H:n palamiskuori välikerroksessa ulko-osat laajenevat punainen jättiläinen Thomas Hackman, HY:n observatorio 34

35 3.4.1 Jättiläisvaihe auringon kaltaisella tähdellä Massarajat: 0.3 M < M < 3 M Siirtymä pois pääsarjasta: Ohut H:n palamiskouri & luhistuva He-ydin kasvaa H:n palamiskuoren lämpötila nousee ulko-osat laajenevat voimakkaasti ja jäähtyvät tähdestä punainen jättiläinen Jättiläisvaihe Kun lämpötila kasvaa tarpeeksi alkaa He-fuusio ytimessä ydin tuottaa taas energiaa He:n loppuessa ytimessä: Luhistuva hiiliydin H:n ja He:n palamiskuoret Tähti epästabiilissa tilassa Kun He:n ja H:n palaminen loppuu kuori luhistuu ytimeen valkoinen kääpiö (+ mahd. planetaarinen sumu) Thomas Hackman, HY:n observatorio 35

36 3.4.1 Planetaariset sumut Auringonkaltaisen tähden loppuvaiheissa osa tähdestä saattaa virrata ulos avaruuteen planetaarinen sumu Spirografi -, Kissan silmä - ja Eskimo -sumut, kuvat: HST (STScI) Thomas Hackman, HY:n observatorio 36

37 3.4.2 Jättiläisvaihe melko suurilla tähdillä Massarajat n.: 3 M < M < 15 M Voimakasta H:n palamista ydintä ympäröivässä kuoressa ulko-osat laajenevat ja kasvava He-ydin ydin luhistuu gravitaatioenergiaa vapautuu H:n palaminen kuoressa kiihtyy ulko-osat laajenevat voimakkaasti Tähti siirtyy punaisten jättiläisten alueelle HRdiagrammassa He syttyy ytimessä He:n loppuessa lämpötila ytimessä kasvaa tarpeeksi hiilen (C) ja jopa hapen (O) syttymiseksi C tai O syttyy räjähdysmäisesti tyypin I supernova, jossa koko tähti hajoaa Thomas Hackman, HY:n observatorio 37

38 3.4.3 Jättiläisvaihe suurimmilla tähdillä Massaraja n. M > 15 M Osittain sama kehityskulku kuin kevyemmillä tähdillä: Palamiskuoret, voimakas laajeneminen ym. He, C, O:n fuusioreaktiot käynnistyvät hallitusti Sipulimainen rakenne, jossa eri aineitten palamiskuoria Valtava koko Fuusioreaktioiden päätepiste: Fe Kun Fe-ydin kasvaa tarpeeksi isoksi luhistuminen ulko-osien ydinreaktiot kiihtyvät räjähdysmäisesti osa tähdestä räjähtää supernovana (tyyppi II) Jäljelle jää kompakti tähti Ori, STSci Thomas Hackman, HY:n observatorio 38

39 3.4.3 Supernovan jäänne (jatk.) Rapusumu: Vuoden 1054 supernovan jäänne (Hubble ST, STScI) Thomas Hackman, HY:n observatorio 39

40 3.5 Tähtien kehityksen loppuvaiheet Ydinreaktioiden loputtua ydin (jos on jäljellä mitään) kutistuu kompakti tähti Kompakti tähti voi säteillä lähinnä termistä energiaa Riippuen massasta valkoinen kääpiö neutronitähti musta aukko Valkoisia kääpiöitä M4:ssa (STScI) Thomas Hackman, HY:n observatorio 40

41 3.5.1 Valkoinen kääpiö Pienimmät tähdet päätyvät valkoisiksi kääpiöiksi N. auringon massa, n. maapallon koko Ei ydinreaktioita säteilee termistä energiaa Painetta dominoi degeneroitunut elektronikaasu Valkoinen kääpiö viilenee hitaasti säteilemällä Thomas Hackman, HY:n observatorio 41

42 3.5.2 Neutronitähti Luhistuneen ytimen massa M CH < M < M OV, jossa M CH on n. 1.5 M ja M OV on n M Ytimen luhistuminen pysähtyy kun aine muuttunut degeneroituneeksi neutronipuuroksi Tiheys tähden sisällä > kg/m 3 Neutronitähden läpimitta ~ 10 km Impulssimomentti ja magneettikenttä säilyvät tähden ytimen luhistuessa Neutronitähden pyörimisnopeus aluksi hyvin suuri ja magneettikenttä voi olla voimakas pulsari Thomas Hackman, HY:n observatorio 42

43 3.5.3 Musta aukko Jos luhistuvan ytimen massa on M>M OV muodostuu musta aukko M OV :n arvoa ei tunneta tarkkaan koska Suuri tiheys neutronien vuorovaikutus, suprajohtavuus Aineen tilanyhtälö poikkeaa ideaalisesta degeneroituneesta neutronikaasusta Thomas Hackman, HY:n observatorio 43

44 3.5.3 Schwarzschildin säde Mustan aukon Schwarzschildin säde: 1 2Gm 2 rc 0 2Gm 2 c Klassinen tapa laskea Schwarzschildin säde: Lasketaan pakonopeus v e kappaleesta R S saadaan ehdosta v e =c (valon nopeus) R S muodostaa tapahtumahorisontin Mikään (edes valo) ei pääse ulos tapahtumahorisontin takaa r R S Thomas Hackman, HY:n observatorio 44

45 3.5.3 Hawkingin prosessi tai jos ihan tarkkoja ollaan, niin jokin voi päästä ulos Hawkingin prosessi: Kvanttimekaaninen prosessi jonka mukaan mustat aukot höyrystyvät Mustan aukon Hawkingin säteily vastaa mustan kappaleen säteilyä lämpötilalla 3 c T 8kGm Mustan aukon höyrystymisaika: Hawkingin teoria on kiistanalainen t ev 5120G 4 c 2 m 3 0 Thomas Hackman, HY:n observatorio 45

46 Kirjallisuutta ja www-sivuja Perustietoa tähdistä: Karttunen et.al (toim.): Tähtitieteen perusteet, Ursa 2003 Tähtien rakenteen ja kehityksen kurssikirjoja: Huovelin & Schultz: Tähtien rakenne ja kehitys, HY:n observatorio 2005 (luentomoniste) Kippenhahn & Weigert: Stellar Structure and Evolution, Springer 1990 Novotny: Introduction to Stellar Atmospheres and Interiors, Oxford University Press 1973 Tämä esitelmä: Pyydä luennoitsijalta, s-posti: HY:n observatorio: European Southern Observatory: Hubble Space Telescope: Thomas Hackman, HY:n observatorio 46