15. Kompaktit tähdet Ei fuusiota kaasun paine ei pysty kumoamaan painovoimaa

15. Kompaktit tähdet Ei fuusiota kaasun paine ei pysty kumoamaan painovoimaa valkeat kääpiöt - degeneroituneen elektronikaasun paine neutronitähdet - degeneroituneen neutronikaasun paine mustat aukot - luhistuneet singulariteetiksi 15.1 Valkeat kääpiöt Tavallinen tähti: ionisoituneen kaasun paine & säteilypaine kuumissa tähdissä hydrostaattinen tasapaino gravitaation kanssa Ydinpolttoaineen loppuminen sisäosat tihentyvät elektronien degeneraatiosta aiheutuva paine pysäyttää tihentymisen, edellyttäen että massa on Chandrasekharin massaa M Ch 1.4M pienempi Tasapainossa valkean kääpiön säde kääntäen verrannollinen massan kuutiojuureen R M 1/3 tiheydet luokkaa 10 9 kg/m 3 (miljoona kertaa veden tiheys), säteet 0.01R eli 10 000 km luokkaa Kehitys: vähittäinen jäähtyminen. Himmeistä valkoisista kääpiöistä (T=5000K) alaraja-arvio maailmankaikkeuden iälle ( 12 Gyr) Mustia kääpiöitä ei vielä olemassa Ensimmäinen havainto: Sirius B Massa pääkomponentin ominaisliikkeen heilahteluista: M M Spektri 1915 korkea T eff 25000T pääteltiin että pieni kirkkaus L 0.00024L johtuu pienestä koosta ( 0.008R eli Maapalloa hieman pienempi) Varmistus 1925: spektriviivoissa näkyi suhteellisuusteorian ennustama painovoiman aiheuttama punertuminen 15.2 Neutronitähdet Baade & Zwicky 1934: supernovaräjähdys synnyttää neutronitähden Hämmästyttävän oikea ennuste! (neutroni löydetty vain pari vuotta aiemmin 1932) Mikäli ydinpolttoaineensa käyttäneen tähden luhistuvan ytimen massa suurempi kuin M Ch degeneroituneen elektronikaasun paine ei pysty tasapainottamaan gravitaatioluhistumista Tiheyden kasvaessa ytimien protonit muuttuvat neutroneiksi URCA-prosessissa (tuottaa myös neutrinoja) Neutronit vuotavat ytimistä kun ρ > 10 17 kg/m 3 ytimet hajonneet aineesta tullut neutronipuuroa (neutronien sisäinen tiheys n. 3 10 17 kg/m 3 ) Degeneroituneen neutronipuuron paine pysäyttää gravitaatioluhistumisen, edellyttäen että M < M OV Tyypilliset säteet 10 km luokkaa (tuhannesosa valkeista kääpiöistä), tiheydet 10 18 kg/m 3 (miljardi kertaa valkean kääpiön tiheys) Esim. Mikä on keskitiheys M = 1.4M, R = 8km (Tähtititeen perusteet kuva 14.2)? tilavuus 2 10 12 m 3 ja ρ = 1.4 2 10 30 /2 10 12 = 1.5 10 18 kg/m 3 5ρ neutroni Hieman suurehko, tyypillinen arvio 2ρ neutroni Rakenne (hyvin epävarma): Pinnassa ohut (pari cm!) kaasumainen atmosfääri metallinen kuori vaippa: suoprajohtavaa nestettä ydin: hyperoneja (raskaita hiukkasia), kvarkkeja, preoneja? Tähtitieteen perusteet 2, Luento 10, 16.4.2019 152 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 10, 16.4.2019 153 Pyörimisimpulssimomentin L ωr 2 säilyminen supernovaräjähdyksessä syntyvä neutronitähti pyörii aluksi hyvin nopeasti P 1/w R 2 esim. Aurinko kutistuisi 20 km säteiseksi pyörähdysaika 25 vrk (20 km/700 000 km) 2 = 0.002 s Pyörimisen hidastuminen: magneettikentän + ympäröivän plasman vuorovaikutus sähkömagneettinen säteily (havaitaan pulsarina) neutrinot, kosmiset säteet gravitaatiosäteily Rapu-sumun pulsari pulssin jakso 33 msec pikkukuvat 1 msec välein Yleensä pulsareita ei pystytä havaitsemaan optisella alueella (L 10 6 L ) Pulsarit Hewish ja Bell 1967: toistuvia lyhyitä radiopulsseja lähettävä kohde (pulsari PSR B1919+21, aluksi LGM-1 ; Hewish jakoi Nobel 1974) Pulssien välinen aika 0.001 s - 1000 s Säteilyn synty: Neutronitähdellä voimakas magneettikenttä Varattujen hiukkasten liike synkrotronisäteily Nopeudet lähellä valonnopeutta kapea keila liikkeen suunnassa Magneettikentän tiheys suurin mag.napojen lähellä Magneettinen akseli ja pyörimisakseli vinossa magneettisen akselin suuntainen keila, nähdään jos pyyhkäisee havaitsijan suunnan yli HST-kuva: säteilykeilan törmäys ympäröivään kaasuun Tähtitieteen perusteet 2, Luento 10, 16.4.2019 154 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 10, 16.4.2019 155

Kaksoispulsarit ensimmäinen v. 1974: PSR 1913+16 (Nobel 1993 Taylor & Hulse) = pulsari +neutronitähti: 8 tunnin kiertoaika Tärkeitä: rataliikkeestä aiheutuva Doppler-siirtymä rataelementit selville, niiden muutokset PSR 1913+16: eksentrisyys n. 0.6, perisentri kiertyy 4 astetta vuodessa vastaa yleisen suht.teorian ennustetta (yli 30 000 kertaa nopeampaa kuin Merkuriuksen perisentrin kiertymän suhteellisuusteoreettinen lisä) Kiertoajan lyheneminen rataenergia pienenee Määrä vastaa suhteellisuusteorian ennustamaa gravitaatiosäteilyä (jota ei ole pystytty vielä suoraan havaitsemaan) keskiliike n = no + ṅot ṅo = gravitaatiosäteilystä johtuva muutos (approksimoidaan lineaarisella termillä) Aikavälillä T kierretty kulma: φ = R n(t) dt = R (no + ṅot)dt = not + 0.5ṅoT 2 φ = R n(t) dt not = 0.5ṅoT 2 15.3 Mustat aukot Räjähtävän tähden luhistuvan ytimen massa suurempi kuin M OV (Oppenheimerin-Volkoffin massa ) mikään tunnettu mekanismi ei pysty tasapainottamaan painovoiman aiheuttamaa puristusta luhistuu singulariteetiksi = musta aukko M OV = 1.5 3M teoreettinen arvio, epävarmuus aiheutuu huonosti tunnetusta materian tilanyhtälöstä, kun tiheys lähestyy neutronien sisäistä tiheyttä Havainnoista saatu alaraja: pulsari (=neutronitähti) PSR J1614 2230, massa 1.97 ± 0.04M Spekulaatioita: kvarkki-tähdet?, preoni-tähdet? Tähden alkuperäisen massan olta vähintää ă10m jotta lopputuloksena olisi musta-aukko Nimitys: pakonopeus ylittää valonnopeuden (Laplace 1700 luvulla!) v e = q 2GM R = c R S = 2GM c 2 jossa R s = Schwarzschildin säde (Yleinen suhteellisuusteoria sama kriittinen arvo) Auringon massainen musta aukko: R S 3km, käytännössä pienimpien tähdistä syntyneiden mustien aukkojen R S luokkaa 5-10 km Vertaa edellä: neutronitähtien säde vain hieman suurempi: neutronitähtien pinnalla pakonopeus jo lähellä valonnoputta ESIM. 15.2 Auringolle R S = 2GM 2 6.67 10 11 1.989 10 30 c 2 = (2.998 10 8 ) 2 m = 2950m Tähtitieteen perusteet 2, Luento 10, 16.4.2019 156 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 10, 16.4.2019 157 Mustan aukon tapahtumahorisontti = Schwarzschildin säde tapahtumahorisontin sisäpuolelta ei mahdollista saada mitään informaatiota Suhteellisuusteoria: ajan kulku riippuu havaitsijan liiketilasta & gravitaatiokentän voimakkuudesta Mustaa aukkoa lähestyvä astronautti: saavuttaa oman mittauksensa mukaan keskipisteen äärellisessä ajassa Ulkopuolinen havaitsija: putoaminen hidastuu rajatta horisonttia lähestyttäessä Samoin käy valolle ν obs = ν 0 q1 Rs r etäisyydeltä r lähtevässä säteilyssä gravitaatiopunasiirtymä havaitsija äärettömän kaukana Auringon pinta: siirros n. 2 miljoonasosaa. Sirius B: n. 100 kertaa suurempi Vuorovesivoimat: erittäin vahvoja kompaktin massan lähellä ( F = 2GmM r/r 3 ) aineen rakenne tuhoutuu sen pudotessa mustaan aukkoon Mustalla aukolla vain kolme ominaisuutta: massa, sähkövaraus, pyöriminen Sähkövaraus - epätodennäköinen Pyörivä musta aukko = Kerr n aukko pallosymmetrisen tapahtumahorisontin ympärillä alue, jossa materia pyörii mustan aukon mukana = ellipsoidin muotoinen ergosfääri (periaatteessa mahdollista käyttää energiantuotantoon: kappale hajotetaan ergosfäärissä, osa sinkoa ulos) Mustien aukkojen havaitseminen: ainoastaan niihin putoavan materian säteilyn perusteella Kaksoistähtijärjestelmä: seuralaisesta Rochen rajan yli virtaava materia muodostaa kiekon aukon ympärille Sisäreunan lähellä nopeudet hyvin suuri kiekon kuumeneminen säteily röntgen-alueella materia voi säteillä jopa 40% lepomassastaan (peräisin gravitaatiopotentiaalienergiasta) Cygnus X-1: säteilyn vaihteluja jopa T =0.001 sekunnin skaalassa säteilylähteen koko alle T c =300 km neutronitähti tai musta aukko kaksoistähti: ylijättiläinen (25 M ) + näkymätön (10M ) komponentti suuri massa oltava musta aukko Tunnetaan > 20 mahdollista kaksoissyteemiä, jossa musta aukko komponettina Supermassiviset mustat aukot: galaksien ytimet kvasaarit Tähtitieteen perusteet 2, Luento 10, 16.4.2019 158 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 10, 16.4.2019 159

15.4 Röntgenkaksoistähdet Lähekkäiset kaksoistähdet: toinen komponentti neutronitähti tai musta aukko, toinen komponentti tavallinen tähti (seuralainen) materiavirta seuralaisesta voimakkaita röntgen-lähteitä Jaottelu systeemin fysikaalisen luonteen perusteella: Massiiviset röntgenkaksoistähdet (High-mass X-ray Binaries) HMXB Pienimassaiset röntgenkaksoistähdet (Low-mass X-ray Binaries) LMXB Massiviset: esim Cygnus X-1 edellä seuralaisen M > 10Msun voimakas tähtituuli seuralainen optisesti kirkas, helppo havaita lyhytikäisiä systeemejä 10 5 10 7 v Pienimassaiset: seuralaisen M < 1.2M materiaa vuotaa Rochen rajan yli (rata supistuu, tai seuralainen kasvaa) Kirkkain röntgen-alueella (kertymäkiekko) tunnetaan yli 100 Linnunradassa Röntgenpulsarit Havaitaan pulsseja röntgen-alueella, Jaksot sekunteja-kymmeniä minuutteja = pidempiä kuin radiopulsareissa Jakso lyhenee ajan mukana (radiopulsareilla pitenee) Massiviset HMXB: Röntgenpulsari osa kaksoistähteä, seuralaisella voimakas tähtituuli Aluksi neutronitähti on tavallinen radiopulsari, säteily estää seuralaisen massavuon pääsemisen neutronitähden pinnalle Pulsarin säteilemä energia pienenee seuralaisen massavirta pääsee törmäämään magneettisten napojen lähelle lähes valonnopeudella röntgensäteily (vrt radiopulsari: synkrotronisäteily) Neutronitähden pyörimenen näkyy pulssina Pienimassaiset järjestelmät SMXB: Seuralaisen massa vuotaa Roche-rajan yli Massavirtauksella sama suunta neutronitähden pyöriminen kiihtyy millisekuntipulsarit Suurin mahdollinen pyörimisnopeus vastaa n 1 millisekunnin periodia(keskipakoisvoima repisi neutronitähden hajalle) Jaottelu havaittavien ominaisuuksien perusteella Rontgenpulsarit - neutronitähti Rontgenpurkautuja - neutronitähti Röntgennovat - neutronitähti tai musta aukko Mikrokvasaarit - 1000 M musta aukko? Tähtitieteen perusteet 2, Luento 10, 16.4.2019 160 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 10, 16.4.2019 161 16. Tähtienvälinen aine Interstellaarinen materia: galaksien sisällä Intergalaktinen materia: galaksien välillä Yleisiä ominaisuuksia: 1) Interstellaarisen aineen määrä: tähtienvälinen kaasu n. 10% Linnunradan baryonisesta massasta (M L = 2 10 11 M ) pöly n. 0.2 % kaasu = atomeja, molekyylejä ( 10 9 m) pöly = kiinteitä hiukkasia ( 10 6 m) "savu" 2) Keskittyminen Linnunradan tasoon: tähdet: 5kpc kaasu+pöly 80 pc Linnunradan tasossa: ρ tahdet ρ kaasu pilvet + harva väliainen 3) Vuorovaikutus tähdet interstellarinen aine kaasu tähtien synty tähtien kehitysvaiheet materian paluu interstellaariseen aineeseem 4) Muita komponentteja kosminen hiukkassäteily, galaktinen magneettikenttä, gravitaatiosäteily vaikeasti havaittavia: kiinteät kappaleet yli 1mm?, MACHOt? 16.1 Tähtienvälinen pöly Historiaa: Linnunradan mittasuhteet Herschel 1785: tähtilaskennat 47 cm teleskoopilla oletus: kaikki tähdet yhtä kirkkaita homogeeninen tiheys kaikki tähdet nähdään Linnunradan reunaan asti (etäisyydelle rreuna) N/ Ω r reuna 2 Linnunradan poikkileikkaus (skaala ei selville) Seeliger, Kapteyn 1890 Tähdillä erilaisia kirkkauksia Valitaan aluksi tähdet joiden absoluuttinen magnitudi M m M = 5 log 10 (r/10pc) tutkittava lukumääräjakaumaa eri magnitudiväleillä r = 10 10 0.2(m M) Valituista tähdistä kaikki ne joiden etäisyys < r nähdään magnitudia m kirkkaampina Jos tähtitiheys on vakio N(m) r 3 10 0.6m N(m) näennäistä magnitudia m kirkkaampien tähtien lkm Sama N(m) 10 0.6m pätee yleisemminkin vaikka M erilainen eri tähdillä, edellyttäen että todellinen kirkkausjakauma etäisyydestä riippumaton Esim. 10 0.6 4 ulottamalla laskenta yhtä magnitudia himmeämpiin tähtiin, nähdään 4-kertainen määrä tähtiä Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 162 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 163

Shapley 1919: Pallomaisten tähtijoukkojen jakauma avaruudessa a) jos lukumäärä ei enää kasva mentäessä tiettyä magnitudia himmeämpiin tähtiin reuna saavutettu b) tai jos kasvaa hitaammin tiheys pienenee etäisyyden mukana Kapteyn: lähitähtien absoluuttiset kirkkaudet absoluuttinen etäisyysskaala Kapteyn maailmankaikkeus 1899, 1922 Aurinko 650 pc päässä keskuksesta n. 10 lähimmän joukon etäisyydet selville kefeidi-muuttujien avulla (luminositeetti-periodi relaatio) Kaikilla näillä likipitäen sama koko absoluuttinen koko D Oletetaan että pätee kaikille pallomaisille joukoille etäisyysarvio r 1/d obs (havaittu d obs = D/r) Shapley n malli: (nykyiseen skaalaan nähden etäisyydet n. 3-kertaiset) Aurinko kaukana joukkojen määräämästä keskuksesta Pallomaisten joukkojen systeemi paljon Kapteyn mallia laajempi Kaptey n malli epäilyttävä? Kapteyn itse totesi: pätee vain jos tähden valo ei heikkene väliaineen takia Interstellaarisen pölyn ekstinktion olemassaolo kiistanaihe 1920lla Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 164 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 165 Trumpler 1930: Avonaisten tähtijoukkojen läpimitta/etäisyys relaatio Kiistaton osoitus absorptiosta Arvioidaan joukon kirkkaimpien tähtien absoluuttinen magnitudi M spektrin perusteella joukon etäisyys r = 10 10 0.2(m M) joukon todellinen läpimitta D = rd Tulos: läpimitta-arvio kasvaa etäisyyden mukana! Arvioitujen etäisyyksien oltava liian suuria Ratkaisu: m M = 5 log 10 (r/10pc) + A jossa A = väliaineen ekstinktio magnitudeissa Trumpler: A = αr α = 0.79 mag/kpc Kuvaan on katkoviivalla merkitty miten tulkinta muuttuu kun Trumplerin absorptio-termi otetaan huomioon (A=0.79 mag/kpc) Nykyinen arvio α = 2 mag/kpc Linnunradan tasossa jossa d = näennäinen läpimitta Interstellarisen pölyn vaikutukset a) Ekstinktio Aiheutuu pölyhiukkasista, joiden koko noin µm, eli näkyvän valon allonpituuden luokkaa absorptio: valo imeytyy hiukkaseen, muuttuu lämpöenergiaksi IR säteily sironta: valo sirottuu alkuperäisestä suunnastaan intensiteetti alkuperäisessä suunnassa pienenee Lasketaan ekstinktion suuruus: oletetaan pallomaiset hiukkaset, säde a, n hiukkasta/tilavuusyksikkö geometrinen poikkipinta-ala πa 2 ekstinktion vaikutusala C ext = Q ext πa 2 sis. sironta+absorptio tilavuusalkio da dl sisältää n da dl hiukkasta hiukkaset peittää pinta-alasta osan dτ = C ext n da dl da =n C ext dl Valon intensiteetti pienenee määrällä di = Idτ eli integroimalla yli optisen matkan τ di I = dτ R I I 0 di I = R τ 0 dτ log(i/i 0) = τ I = I 0 exp( τ) τ = R r 0 nc extdl = C ext < n > r < n > = keskimääräinen tiheys pitkin näkösädettä, τ = kokonais optinen matka pitkin näkösädettä Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 166 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 167

Ekstinktio magnitudeissa m = 2.5 log 10 I + vakio = 2.5 log 10 (I 0 e τ ) + vakio Eli = 2.5 log 10 I 0 + vakio + 2.5τ log {z } 10 e {z } m 0 A=1.08574τ A(r) = 1.08574 C ext < n > r Voidaan laskea esim < n > jos tunnetaan A(r), r, C ext ESIM: Ekstinktio on 2mag/kpc. Oletetaan että aiheutuu pölyhiukkasista, joiden säde on 0.5 µm ja Q ext = 2. Mikä on hiukkastiheys? < n >= A 1.08574 Q ext πa 2 r = 2 1.08574 2 π(0.5 10 6 m) 2 3 10 19 m = 4 10 8 /m 3 = 40/km 3 Mie-sironta = teoreettisesti laskettu ekstinktion suuruus pallomaisille hiukkasille Q ext = Q 2πa ext λ, m m= taitekerroin a =säde λ = aallonpituus Kun a/λ kasvaa Q ext 2 eli vaikutusala = 2 geometrinen poikkipinta-ala sisältää sekä varjostuksen että diffraktion Kun a/λ << 1 Q ext 0 Arvioitu < n > A/a 2 jos a = 0.5/ 10 = 0.16µm arvioitu < n >= 400/km 3 jne- Massatiheys: partikkelin tiheys ρ part m part = 4π/3 ρ part a 3 massatiheys ρ = nm part < n > a 3 a Oletetaan A = 0.5µm ja ρ part = 3000kg/m3 ρ = 4 10 8 /m 3 4π/3 3000kg/m 3 (0.5 10 6 m) 3 = 6 10 23 kg/m 3 Oikea arvo ρ 10 23 kg/m 3 (pölyhiukkasilla kokojakauma) < n > 1/a 2 ρ a Käytännössä: kokojakauma eri kokoisten kappaleiden Mie-sirontojen summa Eo. yleinen käyttäytyminen sama Q ext 1/λ kun a λ Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 168 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 169 b) Interstellarinen punertuminen A 1/λ eli ekstinktio kasvaa IR visual UV IR alueella: 10% näkyvän valon ekstinktiosta radio-alueella 0 Fotometrinen etäisyyden määritys: lähellä oleva tähti (ei abs.) kaukana oleva saman sp-luokan tähti B V = M B M V + A B A V = (B V ) 0 + E B V (B V ) 0 = tähden ominaisväri, E B V = värieksessi c) Galaksien näennäinen jakauma taivaalla Linnunradan tason ympärillä ±20 vyöhyke jossa ei galakseja: zone of avoidance Aiheutuu Linnunradan tasoon voimakkaasti keskittyneestä pölystä Galaksilaskennat eri b : n arvoilla: A(b) 0.6mag/ sin b esim b = 10 A=3.5 mag esim b = 90 A=0.6 mag Todellinen ekstinktio napojen suunnassa alle 0.1 mag (johtuu epähomog. pölyn jakaumasta, Auringon kohdalla vähän pölyä) d) Ekstinktiovanat muissa galakseissa Keskittyneet spiraalihaaroihin OPT Visuaalisen ekstinktion suhde värieksessiin R = A V /E B V = A V /(A B A V ) 3 kaikille tähdille riippumatta A V spektriluokka (B V ) 0, havaittu (B V ) E B V A V spektriluokka M V, havaittu m V 5 log 10 (r/10pc) = m V M V A V Luotettavampi kuin keskimääräisen ekstinktion käyttö, koska pölyn jakauma epätasainen FIR Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 170 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 171

Seulaset e) Pimeät sumut Linnunradassa Hiilisäkki Pöly keskittynyt pilviin, näkyvät pimeinä sumuina Linnunrataa vasten Hevosenpää-sumu f) Heijastusssumut Lähellä kirkasta tähteä oleva pölypilvi sirottaa tähden valoa (= pimeä sumu ilman tähteä) Sinisiä suhteessa ionisoituneen vedyn HII alueisiin vrt Hevesenpää-sumu kuva: pimeä sumu näkyy HII aluetta vasten (punainen) vasen alhaalla = heijastussumu (sininen) Linnunradan diffuusi taustavalo: n. 30% heijastunutta, loput tähtiä pölyn albedo suuri (n. 0.5) g) Infrapuna-objektit Pöly absorboi valoa lämpenee terminen IR-säteily Globulit: pieniä, pallomaisia Bok 1947: tähtien syntyalueita Wolf n diagramma optinen paksuuden etäisyyden 10-20 K 300-150 µm pimeät sumut 100-600 K 30-5 µm heijastussumut Infrapuna-tähdet tähden ympärillä pölyvaippa, ääritapauksessa tähteä itseään ei näy Infrapuna-tähtitiede 1970lla IRAS, Spitzer, Herschel Esim. Galaksin keskiosien pölyn lämpösäteily Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 172 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 173 Pölyn koostumus Ekstinktiokäyrän yksittäiset absorptiomaksimit vesijää, silikaatit, grafiitti koko alle 1 µm, tyypillinen 0.4 µm Alkuperä: K, M spektriluokan jättiläistähtien viileät atmosfäärit karkaavat tähtituulen mukana tähtien synnyn yhteydessä kerääntymällä (samankaltaisia ominaisuuksia) Määrä: ρ luokkaa 10 23 kg/m 3 = 10 26 gr/cm 3 16.3 Tähtienvälinen kaasu Määrä 100-kertainen pölyyn nähden, mutta ei riittävä aiheuttamaan yleistä ekstinktiota 10 24 gr/cm 3 vastaa 1 vetyatomi/cm 3 16.3.1 Interstellaariset absorptioviivat Hartmann 1904: kaksoistähtien spektrissä liikkumattomia absorptioviivoja Optisessa alueessa: Na, Ca II UV: Lyman α (H: siirros n=1 n=2) Useat atomit ionisoituneita: tähtien UV-säteily, kosminen säteily Löydetty yli 30 alkuainetta: 70 % vetyä vastaa Aurinko 30 % heliumia vastaa Aurinko raskaat alkuaineet << Aurinko tn. sitoutunut pölyyn Huom: absorptioviivat väri ei muutu kuten pölyn absorption takia Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 174 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 175

16.3.2 Atomaarinen vety (HI) a) UV-alue: Lyα 121.5 nm tähtien väliset atomit perustilassa 16.3.3 Emissio-sumut = HII alueet (esim. Orionin sumu) siirtymät n=1 tasolta vety neutraaleina atomeina: HI-alue vety ionisoitunut: HII-alue (vrt. Balmer sarja (n=2) tähdissä: T=10000 K) Ly α-havainnot ρh 0.7 atomia/cm3 alueessa r < 1kpc ρh 0.1 atomia/cm3 alueessa r < 10pc Kuuman tähden UV-säteily (λ < 91.2 nm) ionisoi ympäröivän atomaarisen vedyn Strömgren-pallo λ < 91.2 nm ionisoi perustilassa olevan vetyatomin vapaa matka vain n. 1 pc, eli äärimmäisessä UV-alueessa (FUV) voidaan tutkia vain Auringon lähiympäristöä b) Vedyn 21 cm emissio-viiva perustilassa olevan vedyn hyperhienorakenne siirtymä (pieni tn hyvin kapea) 1420 Mhz, 21.049 cm teoreettinen ennuste; van de Hulst 1944, havainto: Ewen + Purcell 1951 Havaitaan emissioviivana lähes kaikista suunnista Kaasun liiketilat Doppler siirtymästä säteisnopeudet Erittäin kuumien tähtien ympärillä myös He+, He++ alueet (tarvitaan suurempi energia HE ionisoimiseen) Optisesti ohut kaasu: kirkkauslämpötila verrannollinen atomien pylvästiheyteen pitkin näkösädettä Emissiosumujen spektri: rekombinaatio emissioviivat nrec nelektronit Nionit nelektronit 2 Esim. Balmer-sarjan Hα viiva n=3 n=2 mukana rekombinaatioketjussa R Hα -viivan intensiteetti ne 2 dl Hα -viivan λ = 656 nm punertava Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 176 ns. kielletyt viivat 177 16.3.4 Tähtienväliset molekyylit O+, O ++, N+ siirros metastabiilista tilasta, pieni siirtymä tn. Laboratorio: törmäykset de-eksitoi ennen säteily vaativat äärimmäisen alhaisen tiheyden Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 Havaintoja vuodestan 1937: optiset absorptioviivat CH, CH+, CN tiheissä pilvissä suurin osa vedystä molekulaarista H2 pöly: tiivistymiskeskuksia vetymolekyyleille varjostavat tähtien UV-valoa kielletty OIII-viiva: λ 500nm vihertävä Radiospektroskopia: Havaitaan CO, oletetaan CO verrannollinen H2 Jatkuva spektri: tiheimpiä pilviä ei mahdollista havaita abs.viivojen avulla radiotaajuudet Terminen radiokontinuumi: elektronien free-free emissio jarrurussäteily IR-kontinuumi: HII alueeseen liittyvä pöly Mekanismit a) elektroniverhon siirtymät: UV, OPT b) molekyylien värähtely: IR c) Pyörimistilojen muutokset: radio Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 178 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 179

16.4 Tähtienvälisen aineen pilvistruktuuri Runsaasti kaasua runsaasti pölyä 80% pölystä tiheissä pilvissä tyypillinen pilvi: M 100M d=10 pc n=10 vetyatomia/cm 3 T=100 K 16.5 Planetaariset sumut Nimitys täysin harhaanjohtava: Tähden kehityksen myöhäisvaiheet (He palaminen) Ulkokerrokset sinkoutuu avaruuteen 20-30 km/sec Kuuma ydin 50 000-100 000 K epästabiileja UV-säteily kaasukuori ionisoituu kuten HII-alue, mutta symmetrinen ja nopeammin laajeneva n. 10 4 vuotta kuori häviää tähtienväliseen aineeseen ydintähti valkoinen kääpiö massa jopa 10 5 10 6 m Giant molecular clouds (GMC) Linnunradassa arviolta n. 50 000, näistä havaittu 1000 (alle 8M massaiset tähdet käyvät läpi vaiheen) Kirkkaimmat emissioviivat O ++, N + kielletyt viivat H α kuplarakenne Pilvet ja pilvien välinen kaasu hydrostaattisessa tasapainossa: P = ρt likimain vakio Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 180 A montage of images of planetary nebulae made with the Hubble Space Telescope. These illustrate the various ways in which dying stars eject their outer layers as highly structured nebulae. Credits: Bruce Balick, Howard Bond, R. Sahai, their collaborators, and NASA. Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 181 16.6 Supernovajäännökset Massiviset tähdet supernovaräjähdys Löydetty 120 supernovajäännöstä a) Rakenteeltaan epäsäännölliset (esim. Rapusumu) sumun keskellä pulsari elektroneja synkrotronisäteily elinikä 10 4 v. (pulsari himmenee) b) rengasmaiset tn. hyvin raskaan tähden räjähdys ei pulsaria energia peräisin supernovaräjähdyksestä: 10 000-20 000 km/s laajeneva pilvi törmää tähtienväliseen aineeseen elinikä 10 5 v. Havainnot etupäässä radioalueella: ero HII alueisiin säteily polarisoitunutta erilainen jatkuva spektri HII: terminen säteily, radioalueella I ν ν 2 SNR: I ν ν 6 16.7 Tähtienvälinen magneettikenttä havaitaan: a) Tähtien valon polarisaatio Havainnot osoittavat tähtien valon olevan lineaarisesti polarisoitunutta Tähden pinnalta lähtevä säteily polarisoimatonta täytyy olla peräisin pölystä (Hiltner 1949) Pölyhiukkaset pitkulaisia, tähtienvälisen magneettikentän suuntaamia b) Faraday-kiertymä polarisoitunut säteilylähde (esim. pulsari) kentänvoimakkuus 10 6 Gaussia c) 21cm viivan Zeeman-ilmiö (viivan kahdentuminen mag-kentässä) 10 6 Gaussia magneettikenttä spiraalihaarojen suuntainen havaintoja vaikeuttaa: Aurinkokunnan sisällä n. 1 gaussin kentänvoimakkuus Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 182 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 183

16.8 kosmiset säteet Lähes valonnopeudella liikkuvia alkeishiukkasia ja atomiyhtimiä E = 10 9 10 18 Ev (jopa 10 20 ) Primäärisäteily aiheuttaa hiukkaskuuron = havaittava sekundäärisäteily E < 10 8 EV Auringon hiukkaspurkaukset peittää 16.9 Yhteenveto Energiatiheys Linnunradassa = samaa suuruusluokkaa kuin tähtien valon energiatiheys! tähtienvälisen kaasun kummentaminen +ionisointi Koostumus: 90% protoneja, 9% α-hiukkasia (He ytimiä), elektronit, raskaat ytimet Varattuja hiukkasia magneettikentässä Linnunradan kosminen säteily: havaitaan muuttavat suuntaa tähtienvälisessä kosminen säteily isotrooppista gamma-säteilynä: protonit tömäävät tähtienvälisiin vetyatomeihin radioalueen taustasäteilynä: elektronit kiertävät tähtienvälisessä mag-kentässä synktrotronisäteily Alkuperä: supernovaräjähdykset supernovajäänteet pulsarit Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 184 Tähtitieteen perusteet 2, Luento 11, 17.4.2019 185