home *** CD-ROM | disk | FTP | other *** search
/ Suzy B Software 2 / Suzy B Software CD-ROM 2 (1994).iso / adult_ed / lectures / lect07.txt < prev    next >
Text File  |  1995-05-02  |  6KB  |  96 lines
  1.  ----- The following copyright 1991 by Dirk Terrell
  2.  ----- This article may be reproduced or retransmitted
  3.  ----- only if the entire document remains intact 
  4.  ----- including this header
  5.  
  6.  Lecture #7 "The Stellar Rosetta Stone"
  7.  
  8.    Last time we looked at stellar temperatures and spectral types, and found 
  9. that the color of a star indicates its surface temperature. Another 
  10. important property of a star is its brightness, but we have to be sure we 
  11. know what we mean when we refer to a star's brightness. Here's an example: 
  12. which is brighter a penlite flashlight or a car headlight? Well, let's see, 
  13. it must be obvious that a headlight is brighter than a flashlight, right? 
  14. Suppose the flashlight is an inch from your eye and the car headlight is 50 
  15. miles away. Which one is brighter? The flashlight of course! Wait a minute, 
  16. we have concluded that both of them are brighter! Our dilemma lies in the 
  17. fact that we are calling two different things 'brightness'. In the first 
  18. example, we were referring to the total amount of light (energy) was put out 
  19. by the two lights and we correctly concluded that the headlight put out 
  20. light than the flashlight. In the second example we were referring to how 
  21. bright the lights appeared to be and since the headlight was very far away, 
  22. it LOOKED dimmer than the flashlight. Let's define the 'brightness' in the 
  23. first case as the absolute brightness and the 'brightness' in the second as 
  24. the apparent brightness. For stars, we measure brightnesses in units called 
  25. magnitudes, with a smaller magnitude meaning a brighter star (i.e. a star of 
  26. first magnitude is brighter than a second magnitude star). Thus we refer to 
  27. a star's absolute brightness as its absolute magnitude. We can also measure 
  28. a star's absolute brightness by the amount of energy it gives off each 
  29. second and this is called its luminosity. We refer to a star's apparent 
  30. brightness by its apparent magnitude. The difference between absolute and 
  31. apparent magnitude, as the above examples illustrate, lies in the distance 
  32. to the star. A star that appears dim could be a faint star that is close to 
  33. us or a bright star that is very far away. The way absolute magnitude is 
  34. defined is that it's the apparent magnitude a star would have if it were 10 
  35. parsecs away (a parsec is approximately 3.26 light years). Also, an 
  36. important rule to remember is that a difference of five magnitudes 
  37. corresponds to a brightness ratio of 100. A first magnitude star is 100 
  38. times brighter than a sixth magnitude star.
  39.  
  40.    Now, intuitively we might expect a relationship between the surface 
  41. temperature of a star and its absolute brightness or luminosity, namely that 
  42. hotter stars will be brighter. The way to see if this is actually the case 
  43. is to make a graph of luminosity versus temperature for stars of various 
  44. temperatures. At the beginning of this century, Danish astronomer Ejnar 
  45. Hertzsprung and American astronomer Henry Norris Russell recognized this 
  46. relationship and a plot of luminosity versus temperature is now called the 
  47. Hertzsprung-Russell (HR) diagram. You will also hear HR diagrams called 
  48. color-magnitude diagrams. Do you know why? When you see an HR diagram, 
  49. indeed the hot stars have higher luminosities. One word about HR diagrams: 
  50. for some reason, unbeknownst to me, temperature(which is on the x-axis) is 
  51. plotted increasing to the left which is contrary to the way we usually do 
  52. things, so that stars to the left of other stars in the diagram are hotter 
  53. than the ones to the right. 
  54.  
  55.    When you plot the positions of stars in the HR diagram, one thing 
  56. immediately becomes clear: most of the stars lie along a curve from the 
  57. lower right to the upper left corners. This band of stars is known as the 
  58. main sequence. It looks like this
  59.  
  60.   (bright) | *
  61.        l   |  * * m
  62.        u   |    * * a
  63.        m   |      * * i
  64.        i   |        * * n
  65.        n   |          * *  
  66.        o   |            * * s
  67.        s   |              * * e
  68.        i   |                * * q
  69.        t   |                  * * n
  70.        y   |                    * * c
  71.   (dim)    |                      * * e
  72.            -----------------------------
  73.           (hot)   temperature     (cool)
  74.  
  75.    As we will see, the HR diagram turns out to be a very powerful tool in 
  76. understanding the structure and evolution of stars. The HR diagram enables 
  77. us to test our theories of stellar evolution by creating an HR diagram for 
  78. our theoretical models that can be directly compared to observed HR 
  79. diagrams. One nice example of such a test is to compute structural models of 
  80. stars assuming that the chemical composition of the star is always uniform 
  81. throughout the star but slowly changes from 90% hydrogen/10% helium to 10% 
  82. hydrogen/90% helium. When you do this the model will give you the luminosity 
  83. and effective temperature of the star. For the uniform case, the model 
  84. predicts that the star's temperature will rise (i.e. it will move to the 
  85. left in the HR diagram as it evolves). But observed HR diagrams show that 
  86. stars move to the RIGHT as they evolve (they become cooler). So, that means 
  87. that stars do not maintain a uniform chemical compostion as they evolve. We 
  88. understand this as the result of nuclear fusion that takes place in the core 
  89. of the star. In the core hydrogen is converted to helium, but in the 
  90. envelope (outer layers) of the star, the temperature and density are too low 
  91. for fusion to take place and the chemical composition remains constant. So 
  92. over time the star's chemical composition becomes non-uniform. When we 
  93. compute structural models with proper nuclear fusion calculations, we find 
  94. that the models predict that the star will move to the right in the HR 
  95. diagram, which is what we observe in real stars.
  96.