Sólin Sólin Rís 07:52 • sest 18:38 í Reykjavík
Tunglið Tunglið Rís 13:56 • Sest 17:43 í Reykjavík
Flóð Flóð Árdegis: 07:59 • Síðdegis: 20:11 í Reykjavík
Fjaran Fjara Árdegis: 01:51 • Síðdegis: 14:13 í Reykjavík
Sólin Sólin Rís 07:52 • sest 18:38 í Reykjavík
Tunglið Tunglið Rís 13:56 • Sest 17:43 í Reykjavík
Flóð Flóð Árdegis: 07:59 • Síðdegis: 20:11 í Reykjavík
Fjaran Fjara Árdegis: 01:51 • Síðdegis: 14:13 í Reykjavík
LeiðbeiningarTil baka

Sendu inn spurningu

Hér getur þú sent okkur nýjar spurningar um vísindaleg efni.

Hafðu spurninguna stutta og hnitmiðaða og sendu aðeins eina í einu. Einlægar og vandaðar spurningar um mikilvæg efni eru líklegastar til að kalla fram vönduð og greið svör. Ekki er víst að tími vinnist til að svara öllum spurningum.

Persónulegar upplýsingar um spyrjendur eru eingöngu notaðar í starfsemi vefsins, til dæmis til að svör verði við hæfi spyrjenda. Spurningum er ekki sinnt ef spyrjandi villir á sér heimildir eða segir ekki nægileg deili á sér.

Spurningum sem eru ekki á verksviði vefsins er eytt.

Að öðru leyti er hægt að spyrja Vísindavefinn um allt milli himins og jarðar!

=

Hvaða upplýsingar er hægt að lesa úr litrófi stjarna?

Ágúst Kvaran

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.

Mynd 1: Bakgrunnsgeislun stjarna (birtustig sem fall af bylgjulengdum ljósbylgna) háð yfirborðshita stjarnanna. Útfjólublá (ÚF), sýnileg (Sýn) og innrauð geislun (IR) er auðkennd.

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.

Mynd 2: Flokkun stjarna (O, B, A, F, G, K og M) háð afstæðri birtu (y-ás; e. luminosity), yfirborðshita (e. surface temperature (Kelvin)) stjarna (x-ás), líftíma stjarna í árum (e. yrs) og massa þeirra miðað við sólu (x MSun).

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.

Mynd 3: Mæld geislun frá stjörnum í flokki A (efri mynd) og G (neðri mynd) á sýnilega litrófssviðinu (sjá einnig mynd 2). Efri mynd sýnir litrófslínur vegna gleypni vetnisatóma (H). Neðri mynd sýnir litrófslínur vegna gleypni fjölmargra annarra atóma auk vetnis.

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.

Mynd 4: Myndræn framsetning á dæmigerðum rafeindatilfærslum milli hvela í atómum og jónum við yfirborð stjarna, háð yfirborðshita þeirra.

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:

Höfundur

Ágúst Kvaran

prófessor emeritus í eðlisefnafræði við HÍ

Útgáfudagur

2.10.2024

Síðast uppfært

3.10.2024

Spyrjandi

Ívar Kjartansson

Tilvísun

Ágúst Kvaran. „Hvaða upplýsingar er hægt að lesa úr litrófi stjarna?“ Vísindavefurinn, 2. október 2024, sótt 6. október 2024, https://visindavefur.is/svar.php?id=30102.

Ágúst Kvaran. (2024, 2. október). Hvaða upplýsingar er hægt að lesa úr litrófi stjarna? Vísindavefurinn. https://visindavefur.is/svar.php?id=30102

Ágúst Kvaran. „Hvaða upplýsingar er hægt að lesa úr litrófi stjarna?“ Vísindavefurinn. 2. okt. 2024. Vefsíða. 6. okt. 2024. <https://visindavefur.is/svar.php?id=30102>.

Chicago | APA | MLA

Senda grein til vinar

=

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.

Mynd 1: Bakgrunnsgeislun stjarna (birtustig sem fall af bylgjulengdum ljósbylgna) háð yfirborðshita stjarnanna. Útfjólublá (ÚF), sýnileg (Sýn) og innrauð geislun (IR) er auðkennd.

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.

Mynd 2: Flokkun stjarna (O, B, A, F, G, K og M) háð afstæðri birtu (y-ás; e. luminosity), yfirborðshita (e. surface temperature (Kelvin)) stjarna (x-ás), líftíma stjarna í árum (e. yrs) og massa þeirra miðað við sólu (x MSun).

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.

Mynd 3: Mæld geislun frá stjörnum í flokki A (efri mynd) og G (neðri mynd) á sýnilega litrófssviðinu (sjá einnig mynd 2). Efri mynd sýnir litrófslínur vegna gleypni vetnisatóma (H). Neðri mynd sýnir litrófslínur vegna gleypni fjölmargra annarra atóma auk vetnis.

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.

Mynd 4: Myndræn framsetning á dæmigerðum rafeindatilfærslum milli hvela í atómum og jónum við yfirborð stjarna, háð yfirborðshita þeirra.

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:...