Hvaða upplýsingar er hægt að lesa úr litrófi stjarna?

Nafn þitt

Netfang þitt

Netfang móttakanda

Ruslpóstvörn =

Svar

Hvaða upplýsingar er hægt að lesa úr litrófi stjarna?
Upprunalega spurningin hljóðaði svona:

Hvaða upplýsingar er hægt að lesa úr litrófi stjarna? Svo sem hvernig vitum við hitastig, stærð, hreyfingu og efnasamsetningu stjarnanna?

Litrófsgreiningar á geislun sem berst frá stjörnum er helsta aðferðin til að afla upplýsinga um eiginleika stjarna á borð við þá sem eru taldir upp í spurningunni. Greiningarnar eru gerðar með svonefndum litrófsmælum.

Bakgrunnsgeislun stjarna

Frá stjörnum stafar samfelld geislun rafsegulbylgna, allt frá orkuríkustu gammageislum til orkuminnstu útvarpsbylgna. Gróflega flokkast geislunin í orkuröð á þennan hátt: gammageislar, röntgengeislar, útfjólubláir geislar, sýnilegt ljós, innrauð geislun, örbylgjugeislun og útvarpsbylgjur.^[1] Þetta kallast bakgrunnsgeislun eða svarthlutageislun stjarnanna.

Ef sú geislun væri greinanleg, ein og sér, óháð öðrum áhrifum (sjá neðar) væri hún háð bylgjulengd (orku) geislunar í formi samfelldra ferla í líkingu við þá sem sýndir er á mynd 1. Hágildi slíkra ferla svarar til mismunandi bylgjulengdar geislunar sem er háð hitastigi viðkomandi stjörnu. Því styttri sem bylgjulengd hágildisins er (það er því orkuríkari sem geislunin er) því heitari er stjarnan (sjá mynd 1). Þannig lækkar bylgjulengd hágildisins frá rauðleitum stjörnum („kaldar“ stjörnur) til gulleitra stjarna (miðlungsheitar stjörnur, samanber sólina okkar) til bláleitra stjarna (heitar stjörnur) eins og sýnt er á mynd 1.

Flokkun stjarna eftir hita

Stjörnur eru flokkaðar með bókstafstáknum, O, B, A, F, G, K og M háð hitastigi þar sem yfirborðshitinn lækkar frá O til M líkt og sýnt er á mynd 2. Fjölmargar stjörnur (aðrar en risastjörnur og hvítir dvergar^[2]) raðast eftir ferli sem minnkar frá því að sýna mesta birtustig fyrir heitustu stjörnurnar niður í minnsta birtustig fyrir köldustu stjörnurnar eins og sést á mynd 2. Fylgni er milli birtustigs/hita og aldurs og stærðar stjarnanna. Aldur þeirra eykst með minnkandi birtu og hita en stærð þeirra minnkar að sama skapi. Sólin okkar tilheyrir flokki G.

Gleypni bakgrunnsgeislunar við yfirborð stjarna

Í reynd getur mæld geislun frá stjörnum verið frábrugðin samfelldum ferlum eins og þeim sem sýndir eru á mynd 1, þannig að skarpar dældir eða skörð myndast í ferlana.^[3] Það er vegna atóma og/eða jóna sem eru fyrir ofan yfirborð viðkomandi stjarna og gleypa hluta af bakgrunnsgeisluninni, þannig að hún kemst ekki óhindruð til jarðar. Dældirnar (skörðin) sem þannig myndast eru gleypitoppar viðkomandi atóma eða jóna. Mynd 3 sýnir mælda ferla fyrir tvær misheitar stjörnur.

Gleypitopparnir eru tilkomnir vegna yfirfærslu ljósorku frá bakgrunnsgeisluninni yfir á atómin eða jónirnar þannig að rafeindir atómanna eða jónanna örvast og færast á orkuríkari hvel („brautir“) fjær kjörnunum, líkt og sýnt er á mynd 4. Sú orkutilfærsla er einkennandi fyrir orku og orkubil viðkomandi hvela sem jafnframt er einkennandi fyrir viðkomandi atóm eða jónir. Þannig segja viðkomandi gleypitoppar til um hvaða atóm eða jónir fyrirfinnast við yfirborð stjarnanna.

Auk þess ræðst rafeindaskipan í hvelum af hitastiginu, þannig að rafeindir færast fjær kjörnum með auknu hitastigi, það hefur áhrif á hvaða rafeindatilfærslur geta átt sér stað. Einnig eru litróf jóna algengari eftir því sem hitastig stjarna eykst (sjá mynd 4). Fyrir vikið er jafnframt hægt að ákvarða hitastigið við yfirborð stjarnanna út frá litrófslínunum. Þá er unnt að ráða í efnisþéttleika við yfirborð stjarnanna út frá lögun og breidd litrófslínanna, en breidd þeirra eykst með efnisþéttleika.

Litrófslínur og birta frá tvístirnum

Loks má geta þess að í tvístirnum (e. binary stars), þar sem tvær stjörnur snúast um hvor aðra,^[4] þannig að fjarlægð þeirra frá jörðu er breytileg vegna viðkomandi snúningáhrifa, á sér stað hliðrun á litrófslínum stjarnanna.^[5] Hliðrunin er háð færslunni til eða frá jörðu í samræmi við svonefnd doppler-hrif. Út frá slíkum hliðrunum er unnt að ráða í massa og innbyrðis hreyfanleika umræddra stjarna. Þegar stjörnur í tvístirni eru nálægt hvor annarri og ná að skyggja hvor á aðra á hringhreyfingu þeirra (myrkvatvístirni) er jafnframt unnt að afla sambærilegra upplýsinga út frá breytingum á birtustigi stjarnanna.^[6]

Tilvísanir:

1. ^ Kristján Leósson og Þorsteinn Vilhjálmsson. (2004, 30. desember). Hvað er geislun og hvað eru til margar gerðir af henni? Vísindavefurinn. https://www.visindavefur.is/svar.php?id=3933.
2. ^ Aller, L. H., Brecher, K., Fernie, J. D. & Chaisson, E. J. (2024, 17. september). star. Encyclopedia Britannica. https://www.britannica.com/science/star-astronomy/Stellar-statistics.
3. ^ Sloan Digital Sky Survey. (e.d). Spectra of Stars. https://skyserver.sdss.org/dr8/en/proj/basic/spectraltypes/stellarspectra.asp.
4. ^ Sævar Helgi Bragason og Þorsteinn Vilhjálmsson. (2000, 14. desember). Hvað eru margar fastastjörnur í Vetrarbrautinni okkar, og hversu margar eru tvístirni? Vísindavefurinn. https://www.visindavefur.is/svar.php?id=1240.
5. ^ Aller, L. H., Brecher, K., Fernie, J. D. & Chaisson, E. J. (2024, 17. september). star. Encyclopedia Britannica. https://www.britannica.com/science/star-astronomy/Stellar-spectra.
6. ^ Sjá sömu heimild og í nr. 4.

Myndir:

• Yfirlitsmynd: File:Fingerprint of the early Universe.jpg - Wikimedia Commons. (Sótt 1.10.2024).
• Mynd 1: Webb space Telescope. (2021, 2. júlí). Continuous Spectra (Blackbody Curves) of Stars. https://webbtelescope.org/contents/media/images/01F8GF8WYBCQVKTGPX3MA58182?Type=Infographics&Tag=Spectroscopy
• Mynd 2: Spectral Classification of Stars. (2013, 26. nóvember). ASTRO. https://www.handprint.com/ASTRO/specclass.html
• Mynd 3: How Do We Observe a Star? The General Education Astronomy Source (GEAS). https://astronomy.nmsu.edu/geas/lectures/lecture20/slide01.html
• Mynd 4: Úr myndasafni ÁK.

...