Første billede af en stjernes atm.

Fora ASTRO-FORUM GENEREL ASTRONOMI Første billede af en stjernes atm.

  • This topic has 14 svar, 8 stemmer, and was last updated 11 years, 1 month siden by john. This post has been viewed 316 timesst. This post has been viewed 316 times
Viser 15 indlæg - 1 til 15 (af 15 i alt)
  • Forfatter
    Indlæg
  • #10883

    henrik
    Deltager
    • Nova

    Det er lykkedes et hold franske astronomer at tage det første infrarøde interferometri-billede i farver af en stjerne, ved hjælp af et virtuelt 100meter teleskop.

    Det er den aldrende kæmpestjerne T Leporis der ligger 500 lysår fra Jorden i stjernebilledet haren. De har opnået opløsning der ville kunne skelne Jorden på den afstand hvilket svarer til at kunne se et hus på Månen, godt 400.000km fra Jorden.

    Men erd et atmosfæremans er, eller …?

    Det kunne også ligne diffraktionsringe

    LÆS MERE p astronomibladet

    #10885

    jesper
    Deltager
    • Neutron star

    Billedets opløsning er 4 millibuesekunder uaakk!! Den opløsning vil jeg gerne have i mit næste planetfoto.

    #10886

    mstauning
    Deltager
    • Black Hole

    Og her gik jeg rundet og havde det indtryk at, du lavede højopløsning Cool

    #10888

    rigo
    Deltager
    • Super Nova

    kæmpestjene, det vil sige at den har opslugt de nærmeste planeter ikk… Kunne være sjovt at de tag en stjerne der ligger tæt på, som ikke er for gammel. Det ville da være mulige en dag sikkert at lave et 500mter scope “or so”, så det ville sige at man kan kik rimelige tæt på, måske tæt nok til at bedømme liv

    Hvor mange stjener ligger så inde for ~500lysår
    #10890

    outlook
    Deltager
    • Super Nova

    Her er en lige uden for din dør, rigorigo, ca. 450 lysår fra Jorden, velbekomme:

    Og her som viser dens såkaldte atmosfære, så hvorfor det er noget nyt ved jeg ikke, men det er nok den kolossale opløsning af den stjerne i Haren der gør det.


    Hilsen Leif,
    “When you look through a good apo, your world suddenly gets very quiet. Your breathing gets deep, and you don’t seem to be in any hurry to do anything else…” Ed Ting

    #10892

    rigo
    Deltager
    • Super Nova

    Kald mig bare Rigo 🙂

    Jamen det er også en oppustet kæmpetjene, det skal være en ung som hvor egen sol

    #10893

    outlook
    Deltager
    • Super Nova

    Ok, Rigo. Forestil dig, at den eksploderer som en supernova i morgen, så har vi to sole på himlen, hvis ellers ikke det er overskyet. Dead Selv om Betelgeuse skulle ende som en supernovaeksplosion, er den for langt væk til at udgøre en trussel for livet på Jorden. Set herfra vil en sådan eksplosion ses som en skarp lysplet med omtrent samme farve som lyset fra en glødelampe, og lyset fra den vil være sammenligneligt med måneskin; man vil kunne læse sin avis i lyset fra Betelgeuse. Selv om dagen vil man kunne se denne stjerne på himlen. I løbet af månederne efter eksplosionen vil lyset gradvist aftage, indtil stjernen forsvinder helt fra nattehimlen, og Orion vil derefter være foruden sin “skulder”. Cry Det er et citat fra Wikipedia.

    outlook2009-02-19 20:03:40


    Hilsen Leif,
    “When you look through a good apo, your world suddenly gets very quiet. Your breathing gets deep, and you don’t seem to be in any hurry to do anything else…” Ed Ting

    #10903

    john.st
    Deltager
    • Giant

    outlook wrote: Selv om Betelgeuse skulle ende som en supernovaeksplosion, …

    Det gør den – alle stjerner med masse over 9 M(Sol) slutter som core-collapse SN type II, og Betelgeuse ligger o, 12-17 M(Sol).

    Det varer nok 20-100.000 år endnu, først skal den næsten sikkert en tur til venstre hen ad Hertzsprung-Russel-diagrammet og blive blå.

    Med en afstand på ca. 640 lysår og en SN Mv o. -17, bliver dens lysstyrke ca. som halvmånen, mV o. -10,5 – flot blus, det ser jeg frem til.

    #10910

    henrik
    Deltager
    • Nova

    Ja vi (dvs. jorden) har før oplevet SN’ere tæt på.

    Jeg erindrer at have læst/beskrevet at Solen faktisk liger inde i en gammel supernovarest. Det var en tese der baserede sig på all-sky målinger af baggrundsstrålingsniveauet.

    Jeg har ikke lige kunnet finde den på astronomibladet igen, men..

    John: Er det ikke 8x solmasser der grænsen for Supernovaer

    #10943

    john.st
    Deltager
    • Giant

    Henrik wrote: Ja vi (dvs. jorden) har før oplevet SN’ere tæt på.

    Jeg erindrer at have læst/beskrevet at Solen faktisk liger inde i en gammel supernovarest. Det var en tese der baserede sig på all-sky målinger af baggrundsstrålingsniveauet.

    Jeg har ikke lige kunnet finde den på astronomibladet igen, men..

    Du tænker formentlig på, at Solen befinder sig inden i den såkaldte lokale boble (Local Bubble, Local Cavity), som er et Strömgren-sphere-agtigt noget nær tomrum i det interstallare medium.

    Denne lokale boble menes dannet ved at stråling fra et antal (vistnok 6 eller 7) supernovæ, som detonerede indenfor de seneste 10 mio. år, og som har ioniseret den interstellare gas og desuden har blæst boblen næsten tom (0,06-0,07 neutrale brintatomer pr. kubikcm).

    I hele “området” omkring Solen har der været omkring 20 supernovæ i de seneste 10-12 mio. år.

    (S-sph dannes almindeligvis omkring en ung O eller B-stjerne, og er opkaldt efter den danske astrofysiker Bengt Strömgren, søn af astronomen Elis Strömgren fra Universitetsobservatoriet overfor Rosenborg i Kbh.).

    Den meget korte version på APOD: http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap020217.html

    Abstract: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0108472

    Fuld text: http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0108472

    Henrik wrote: John: Er det ikke 8x solmasser der grænsen for Supernovaer

    Ca. 8 solmasser er undergrænsen for core-collapse supernova type II, Ib og Ic.

    Den kemiske sammensætning styrer, om en stjerne mellem 8 og 9 solmasser detonerer som supernova, eller visner stille bort som hvid dværg.

    Vil man være helt sikker på en supernova, skal man op på 9 solmasser.

    #11532

    mhansen
    Deltager
    • Nova

    John.. Starter en kæmpestjerne ikke typisk som en blå stjerne og går se senere hen og bliver rød, på sine sidste dage? Hvorefter den så formodentlig ender sit liv som en supernova. Når temperaturen i kernen så igen falder, så vil de yderste lag jo falde tilbage mod kernen, men den vil da vel aldrig ligge og pulsere imellem at være en rød og blå kæmpe?MHansen2009-03-01 00:11:08

    #11594

    Ib
    Deltager
    • Asteroid
    Hej. Har Betelgeuse ikke forladt sit liv som hovedseriestjerne (type O) og begyndt at fusioner helium til kulstof i sit centrum? Vil den hermed ikke forblive en rød kæmpe, indtil den, gennem en række fusionsprocesser, har fået en jernkerne på ca. 1,44 solmasser, og bliver til en supernova?

    Jeg vil nødig så tvivl om Johns kunnen og kilder. Men ifølge mine kilder (GUIDE 7.0 og Heavens Above) er afstanden til Betelgeuse 427 lysår. Med en SN Mv på ca. -17 får den en mv på ca. -11,4.

    M.v.h. Ib

    www.ibjansen.dk

    #11643

    john.st
    Deltager
    • Giant

    MHansen wrote: John.. Starter en kæmpestjerne ikke typisk som en blå stjerne og går se senere hen og bliver rød, på sine sidste dage? Hvorefter den så formodentlig ender sit liv som en supernova. Når temperaturen i kernen så igen falder, så vil de yderste lag jo falde tilbage mod kernen, men den vil da vel aldrig ligge og pulsere imellem at være en rød og blå kæmpe?

    Stjernen, som blev til SN1987A (Sandage Sk-69 202) var blå, B3I, ca. 20-21 solmasser.

    Massive stjerner udvikles normalt således:

    ca. M(Sol)

    10-20: O -> RSK -> BSK -> ccSN

    20-25: O -> RSK -> WN -> ccSN

    25-40: O -> RSK -> WN -> WC -> ccSN

    40-85: O -> Of -> WN -> WC -> ccSN

    > 85 : O -> Of -> LBV -> WN -> WC -> ccSN

    O: Spektralklasse O

    Of: Spektralklasse O (O-superkæmper med tydelige emissionslinier)

    RSK: Rød SuperKæmpe

    BSK: Blå SuperKæmpe

    ccSN: core-collapse Supernova (type II, Ib eller Ic)

    WN: Wolf-Rayet (domineret af Helium og Kvælstof-linier)

    WC: Wolf-Rayet (domineret af Helium og Kulstof-linier)

    LBV: Lysstærk Blå Variabel stjerne

    Se fx Meynet & Maeder: “Stellar evolution with rotation”, Astronomy and Astrophysics, v.404, p.975-990 (2003), hvor figur 5 viser udviklingslinierne.

    #11645

    john.st
    Deltager
    • Giant

    Ib wrote: Hej. Har Betelgeuse ikke forladt sit liv som hovedseriestjerne (type O) og begyndt at fusioner helium til kulstof i sit centrum? Vil den hermed ikke forblive en rød kæmpe, indtil den, gennem en række fusionsprocesser, har fået en jernkerne på ca. 1,44 solmasser, og bliver til en supernova?

    Jeg vil nødig så tvivl om Johns kunnen og kilder. Men ifølge mine kilder (GUIDE 7.0 og Heavens Above) er afstanden til Betelgeuse 427 lysår. Med en SN Mv på ca. -17 får den en mv på ca. -11,4.

    M.v.h. Ib

    Jeg har betydelig tillid til professor Jim Kalers data, som ved opdatering i 2008 angiver: “A new parallax derived from optical and radio observations now place Betelgeuse at a much greater distance of 640 light years, …”. Derfor.

    Der er altid problemer med den præcise afstand for en enkelt stjerne, som er mere end ca. 300 lysår væk – men jeg tror, at data fra GUIDE 7.0 og Heavens Above er forældede, eftersom ca. 425 lysår var den gældende afstand indtil 2008.

    Mht. de 1,44 solmasser, tror jeg, at du tænker på Chandrasekhar limit på 1,44 solmasser for hvide dværge og type Ia supernova.

    Det som styrer, at jernkernen forårsager kollaps til SN, er at 56/26 Fe har den højeste bindingsenergi pr. nukleon (8,79 MeV) af alle stabile atomer.

    Dette medfører, at fusion til Fe er endoterm (forbruger energi) hvor processerne i fusioner startende fra 1/1H mod Fe næsten uden undtagelse er exoterme (danner energi).

    Samtidig sker der en fotodisintegration af Fe til 13 stk. 4/2 heliumatomer + 4 løse neutroner og derefter igen af hver Heliumkerne til løse protoner + neutroner (2 af hver pr. heliumkerne).

    Det er en extremt endoterm proces – i “de gode gamle dage” var det jo netop den modsatte proces, som skabte energien, som holdt stjernen udspilet og udsendte den elektromagnetiske stråling + solvind + neutrinoer + evt. små dannebrogsflag

    Når energitabet ved dannelse af Fe (en af de astrofysiske processer i en stjerne, som skal måles med stopur) er så stort, at strålingstrykket ikke længere kan afbalancere gravitationen, medfører det core-collaps.

    Der er for så vidt ingen klar overgrænse for jernkernens masse, den ligger på ca. 1,3 M(Sol) for en 10 M(Sol) ZAMS (Zero Age Main Sequence – når den nydannede stj. indtræder på hovedserien) via ca. 2,5 M(Sol) for en 50 M(Sol) ZAMS og formentlig endnu mere massiv for de helt tunge stjerner.

    Fede stjerner lever efter mottoet: Lev stærkt og dø ung.

    #11713

    john.st
    Deltager
    • Giant

    Jeg kom til at tænke på, at for mig er det selvfølgelig indlysende, hvorfor en massiv stjernes kerne er nødt til at kollapse, men at det måske var på sin plads at give en lille uddybning, hvis nogen grubler over det.

    56/26 Fe har som nævnt, med 8,79 MeV, den højeste bindingsenergi pr. nukleon.

    (56/26 angiver 56 nukleoner ialt, heraf 26 protoner, de resterende (regne-regne) er neutroner; i den normale notation står 26 lodret under 56, men det kræver speciel software eller en makro eller template at skrive det sådan).

    I en god, gedigen brintbombe eller i en stjerne som fusionerer 1/1 H (Brint) til 4/2 He (Helium) produceres og frigives 26,731 MeV for hvert He-atom som dannes ved PPI-processen (PP: proton-proton).

    1/1 H-atomets samlede bindingsenergi = 0,0000136 MeV (én nukleon har ikke noget at binde sig til, og så er der kun den ensomme elektron til at give bindingsenergien) og 4/2 He-atomets samlede bindingsenergi = 26,731 MeV.

    De 26,731 MeV er altså den energi, som er frigivet under dannelsen af He, og den energi, som skal til for at splitte He-atomet i hoveddelene igen.

    CNO-processen, som fusionerer H til He på en lidt anden måde, nemlig i en sekstrins-proces med C (Kulstof) + N (Kvælstof) + O (Ilt) som katalysatorer, og som er fremherskende i massive stjerner med meget høj temperatur i kernen, udvikler 26,77 MeV.

    For hvert af de 56 nukleoner (kernepartikler: protoner og neutroner) i Fe (Jern) er der under hele processen fra H til Fe frigivet 8,79 MeV som stråling mv.

    56 * 8,79 MeV = 492,24 MeV eller lige så megen energi, som dannes af 18,38 CNO- eller 18,4 PPI-fusioneringer af H til He.

    Al den energi, som tidligere er udviklet ved fusioneringen til Fe bliver nu taget fra stjernen for at splitte Fe-atomer til frie protoner og neutroner (dette gælder selvfølgelig ikke de andre, tungere grundstoffer, som er dannet undervejs, de bliver, hvor de er – problembørnene er sidste trin i opbygningen af Fe og omdannelsen af Fe til frie nukleoner).

    Jeg håber, at jeg nu fik det formuleret på en ikke alt for indforstået måde.

Viser 15 indlæg - 1 til 15 (af 15 i alt)
  • Emnet 'Første billede af en stjernes atm.' er lukket for nye svar.