home *** CD-ROM | disk | FTP | other *** search
/ Suzy B Software 2 / Suzy B Software CD-ROM 2 (1994).iso / adult_ed / lectures / lect11.txt < prev    next >
Text File  |  1995-05-02  |  4KB  |  72 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 #11 "Expanding Stars"
  7.  
  8.    While all this has been going on in the core, what has happened to the 
  9. outside, or envelope? It turns out that the radius, luminosity, and surface 
  10. temperature of the star change as changes in the core take place. That's 
  11. kind of convenient since we can't directly probe the interiors of stars 
  12. (Although neutrinos can be used to do this, in principle, our ability to 
  13. detect and study them has only recently been developed. We still have a long 
  14. way to go in this very promising field.). As you might suspect, the HR 
  15. diagram is an invaluable tool for studying the changes in the appearance of 
  16. stars. Clusters of stars, that is, stars that are actually gravitationally 
  17. bound to one another, provide a very powerful test of our theories of 
  18. stellar evolution. The reasons for this are (1) stars in a cluster are all 
  19. approximately the same distance from the earth (not exactly, of course, but 
  20. it's like the difference between the distance from my front door to the 
  21. Washington Monument and the distance from my back door to the WM.) (2) All 
  22. the stars are approximately the same age.
  23.  
  24.    Recall that the HR diagram is a plot of the luminosity (brightness) of a 
  25. star versus its surface temperature. If we imagine watching a star as it 
  26. evolves, plotting its luminosity and temperature every 100,000 years or so, 
  27. we would see the star trace out a path on the HR diagram that we call an 
  28. evolutionary track (Oh how painful it is not to be able to draw one for 
  29. you!). If we develop a hypothesis of stellar evolution, we could predict 
  30. evolutionary tracks and compare them with actual ones to test the 
  31. hypothesis. But we can't watch a star for millions of years to see what 
  32. happens. We are much too impatient for that. Then how do we know what the 
  33. evolutionary tracks of real stars look like? If you said star clusters, take 
  34. an electronic bow! Since stars in a cluster are at the same distance from 
  35. us, we don't have to worry about the brightness differences that result from 
  36. stars being at different distances. If two stars in a cluster have different 
  37. brightnesses, it is because one star is intrinsically brighter than the 
  38. other (and that is the quantity we need for the HR diagram- the intrinsic 
  39. brightness). Any one cluster is a snapshot of the evolution of stars at some 
  40. particular time. If we look at many clusters, we can see the evolution of 
  41. stars as time progresses.
  42.  
  43.    When the core of the star collapses, a tremendous amount energy is 
  44. released and a shell of hydrogen around the core begins to fuse hydrogen. 
  45. The energy released in the shell source heats the lower layers of the 
  46. envelope and causes them to expand. The layers above these are pushed 
  47. outward, and the star expands. But expanding a gas causes it to cool, and 
  48. when a star cools, its color changes and it becomes redder. So we have a 
  49. star that is bigger and redder than before, and guess what we call it? A red 
  50. giant (we're real original). The evolution of a star from the main sequence 
  51. into a red giant is rather rapid. Usually, the red giant stage of a star's 
  52. lifetime accounts for only a few percent of the total lifetime (it is about 
  53. 1% for our 15 solar mass star). Since the star is redder, that means it will 
  54. move to the right in the HR diagram (recall that lower temperatures are on 
  55. the right). The luminosity of the star doesn't change by a lot as the star 
  56. becomes a red giant. For low mass stars it drops a little more than it does 
  57. in high mass stars.
  58.  
  59.    Succesive depletions of nuclear fuels (helium, carbon, etc.) cause the 
  60. star the expand. Eventually the star will become a red supergiant. 
  61. Supergiants really are quite large. Betelgeuse is a red supergiant, and if 
  62. we could replace the sun with it, the surface of Betelgeuse would extend 
  63. beyond the orbit of Mars! 
  64.  
  65.    Stars in the red giant and supergiant stages are on their last leg. Next 
  66. time we will talk about the ways in which stars 'retire'. I hope everyone is 
  67. still hanging in there. We didn't have too much discussion last time, but we 
  68. have gone into some detail for those who wanted it. We will soon be moving 
  69. along to a different area of astronomy, so if you're bored, hang in there!
  70.  
  71.  Dirk
  72.