Referat fra møte i TAF og AAF 10. oktober 2001

Det var ca. 25 personer til stede under møtet

Som vanlig startet møtet ved å ønske nye møtedeltakere velkommen og la de si noen få ord om sin astronomiinteresse. 'Nye fjes' denne gang var Kristin Lein Olsen, som hadde med seg to bekjente.

Hovedforedrag

Hovedforedraget denne gang var "Stjerners utvikling (Hertzsprung- Russell diagram)" og ble holdt av Birger Andresen.

Foredraget hadde følgende hovedinndeling:

• Stjerners farge og spektrum
• Hertzsprung-Russell diagrammet
• Stjerners fødsel, liv og død
• Hvordan finne alderen på en stjernehop

Ved å se på en stjernes farge kan en si noe om overflatetemperaturen til stjernen: Veldig røde stjerner har temperaturer på under 3500 K (0 Kelvin = -273.15 oC) og sender ut mye av sin energi i infrarødt, mens blåfiolette stjerner er de varmeste med temperaturer fra 15000 K og oppover mot 40000 K.

Hertzsprung-Russell diagrammet (forkortes ofte til H-R diagrammet) viser forholdet mellom en stjernes absolutte lysstyrke eller luminositet og dens spektrum. En stjernes absolutte lysstyrke er målt utfra hvor sterkt den lyser på en avstand av 10 parsec (32.6 lysår). På den avstanden vil for eksempel Sola ha en lysstyrke på +5 mag. Stjernene blir kategorisert i en såkalt spektralklasse utfra i hvilken del av spekteret de sender ut mest lys. Dette er altså avhengig av temperaturen til stjernen. Fra varm til kald er spektralklassene O, B, A, F, G, K, M. Denne rekkefølgen kan en huske utfra reglen Oh Be A Fine Girl (eller Guy) Kiss Me. Hver klasse deles videre i 10 under klasser fra 0 til 9. Sola er av klasse G2.

Når alle stjerner vi kjenner avstanden til blir plottet opp i H-R diagrammet, viser det seg at det ikke er tilfeldig hvor de havner: 90% av stjernene danner et bånd som kalles hovedserien, mens de resterende stjernene stort sett er gule og røde kjempestjerner. Hovedserien er det sammenhengende 'båndet' av stjerner fra øvre venstre til nedre høyre hjørne av H-R diagrammet på neste side. Sola ligger på hovedserien hvor stjernene tilbringer det meste av sitt liv.

H-R diagrammet kan brukes til å si noe om hvor en stjerne er i sitt livsløp. Når en gassky trekker seg sammen tilstrekkelig vil etter hvert kjernereaksjonene starte i dens indre. Den lyser først svakt og er rødlig, en såkalt T-Tauri stjerne. Den ligger da til høyre og langt nede i diagrammet, men beveger seg gradvis inn på hovedserien. Denne prosessen tar ca. 30 millioner år for en stjerne som Sola. Deretter brenner en stjerne som Sola hydrogen til helium og befinner seg rolig på hovedserien i ca. 10 milliarder år, men svakt økende i lysstyrke.

Når om lag 10 % av hydrogenet er omdannet til helium øker temperaturen i kjernen brått fordi stjernen trekker seg sammen. Dette fordi det nå er lite energi som kan danne et strålingstrykk til å motstå tyngdekraften. Når temperaturen øker vil strålingstrykket bli så stort at stjernens ytre del utvider seg. De ytre delene blir kaldere og dermed rødere. I kjernen blir temperaturen høy nok til at helium begynner å brenne (helium-flash) og stjernen utvider seg da ytterligere. Vi har nå fått en røde kjempestjerne som befinner seg oppe til høyre i H-R diagrammet.

Kjernetemperaturen blir etter hvert så høy at strålingstrykket blir høyt nok til at de ytterste delene av stjernen blir kastet av og vi får dannet en planetarisk tåke. Det varme indre kommer til syne som en blåhvit dvergstjerne litt over hovedserien i overgangen mellom spektralklasse F og A. Deretter krysser hovedserien på tur nedover mot venstre hjørne av H-R diagrammet. Etter at den har trukket seg ytterligere sammen, begynner stjernens overflate å avkjøles. Stjerne beveger seg da videre nedover, men nå mot høyre i H-R diagrammet før den langt om lenge blir for lyssvak til å observeres.

For stjerner som har mye mer masse enn Sola går hele livsløpet mye fortere og mer voldsomt for seg. En stjerne med mer enn 8 solmasser blir en rød superkjempe på bare 1-5 millioner år. Det indre av en slik stjerne på kjempestadiet består av en mengde skall hvor forskjellige grunnstoffer forbrennes. Innerst dannes en jern-kjerne. Disse stjernene eksploderer som supernovaer og det indre kan danne en nøytronstjerne eller svart hull, avhengig av massen.

H-R diagrammet kan brukes til aldersbestemmelse av stjernehoper. Vi utnytter da at:

  • Stjerner med stor masse utvikler seg raskere enn stjerner med liten masse, og vi vet hvor fort.
  • Vi vet hvor på H-R diagrammet stjerner med ulik masse skal ligge når de er på ulike utviklingstrinn.
  • Alle stjernene i en og samme åpne stjernehop eller kulehop er tilnærmet like langt fra oss.
  • Alle stjernene i en og samme åpne stjernehop eller kulehop er dannet omtrent samtidig (i astronomisk forstand)
  • Det dannes stjerner av alle størrelser dersom det bare er mange nok totalt.

Vi utnytter nå at de største stjernene forlater hovedserien og blir røde kjempestjerner først. Vi mangler altså helt O, B og kanskje også A stjerner på hovedserien. Jo flere av de varme spektralklassene som mangler fra hovedserien, desto eldre er stjernehopen. Vi har bestemt hopens alder.

wpe1.jpg (23642 bytes)

Diverse

Etter foredraget ble det som vanlig kaker og kaffe og praten gikk livlig. Det ble også opplyst at turen til Harestua var avlyst på grunn av for få deltakere. Gottfred Dale inviterte medlemmene på tur til hytta hans i Storlidalen ved Oppdal for å se hans selvbygde planetarium. De som hadde meldt seg på Harestuaturen fikk fortrinnsrett til overnatting om det ble plassmangel. Noen skulle også ta med teleskoper. Ellers redegjorde Birger og Terje for en tur til Hjerkinn under Leonidene helga 16-18. november.

____________________

Terje Bjerkgård, referent