Astronomy Star Character- The classification of stars and their life track

 The classification of stars and their life track- The Hertzsprung-Russell diagram

on something we call the Hertzsprung-Russell diagram. This is the page of notes, and we’ll be covering these things. First off, it’s amazing that about 1912, a lady at Harvard put together a group of about 19 people to classify stars. And they looked into the observations of the spectra of about 200,000 stars.

And this was something unheard of. Women, like Einstein’s wife, before 1900 couldn’t even get a job as professor. So this was a great advancement for women. And she probably should have gotten the Nobel Prize. All right.

So the first part of the classification, we’ll get more into detail, is that you can use the letters O, B, A, F, G, K, M, Oh be a fine girl, or guy, kiss me– your choice– or geek. All right. So what does that mean? Well, it’s going down in surface temperature of the star as we go from O to M.

And here’s some examples of the different letters of stars. They are different by the darkness of the dark lines on the continuous spectrum, or the rainbow. And different elements both show up for different stars. Like for a B star, we find we get carbon and helium, dark lines pretty dark. And we get calcium for an A star.

Magnesium and oxygen for an F. And a change in the oxygen dark lines that are shown for a G. And then down by an M, we actually get some compounds– titanium oxide and methylamine, CH.

Their spectral lines show up at these compounds, or on the surface of low temperature stars. So the lower the temperature of the star, usually, the more heavier stuff it has on the surface because it’s not as hot and would boil stuff away. So the temperature goes up as we go up from M to O backwards.

So here we see the actual spectra of a more detailed classification called the sub-classification. We can classify a subclass from 0 to 10 actually, but usually they’re in a range of around 0 to 5. And you see we have a B star. A B2 and a B5 have slightly different darkness in their dark-line spectrum.

And if we look down to the M0 and M2, sodium iodide dark line gets even darker. So by looking at the darkness of the spectral lines, in the ones that show up, we can subclassify stars with a number classification after the letter O, B, A, F, G. K, M.

But the full classification of the sun is a G2 Roman numeral V. So we also have a luminosity class from Roman numeral I to Roman numeral V. And those are giant stars that are not Roman numeral Vs like the sun. In fact, the sun and other stars that are Roman numeral V are on the main sequence of the Hertzsprung-Russell diagram.

Now, here we see it as a plot of luminosity, which is watts, total wattage of a star. And it’s logarithmic in the vertical direction and somewhat in the horizontal direction. And temperature goes up as we go to the left, but we’re going from M to O stars as we go from lowest temperature to highest temperature. But about 90% of stars are Roman numeral V. They’re on the main sequence. And that is the hydrogen-burning stage of star life, we’ll find out.

If we plot the nearby stars in this luminosity versus surface temperature curve we call the Hertzsprung-Russell diagram, or HR diagram– that’s a good way to remember it– we see that Rigel and Betelgeuse, Ceti and Arcturus are all in the giant phase, whereas Vega, Sirius A, Altair, Alpha Centauri, and the sun are all on that main sequence, that curvy line that goes down across the middle. Sirius B is what we call a white dwarf. It’s underneath the main sequence. And those are the death states of certain types of low-mass stars.

So here we see a fair amount of stars, maybe 100 or 200, on the Hertzsprung-Russell diagram. And you can see there’s kind of a snake-like line where most of the stars spend most of their lives, around 4/5 of their lifetime, on the main sequence. And then we see groupings of stars above that serpentine line and we call them giants. They don’t play baseball, but they’re called giants. All right.

So as we said, the majority of stars lie on the main sequence because about 4/5 of their life has been burning hydrogen in their core. Are they burning it by nuclear fusion, as we described? Now, Arthur Eddington made a great discovery. In looking at that chart at the main sequence, as we go up the main sequence from right to left getting more luminosity, we find that the mass also goes up.

So on the main sequence, we can plot mass versus luminosity. So he was able to determine the mass which determines the stages of star life by the ability to fuse hydrogen to helium. By the way, Arthur Eddington was also the one who proved that stars bend light like Einstein’s theory suggest. He didn’t do the actual observation, but he tried, and it was raining. And someone else did it because of his suggestion.

So it’s sort of like if you weigh the baby at birth, we know everything that will happen to the baby if we look at star life. Because Eddington also said that mass at birth, on the main sequence, determines the stages of star life which is somewhat different for different masses and the length of them. He also suggested that the pressure due to the heat caused by squeezing together the gases, like hydrogen and helium, the outward pressure caused by that is balanced by gravity.

And so in this way, we were able to create computer models of how stars work toward nuclear fusion. So the outward pressure is created by heat and light. Inward pressure is created by gravity. And they’re balanced when the star comes to a certain size. He was also able to determine something about the size of stars and why it is the way it is.

So here is the life sequence, the stages of life of a one solar-mass star like the sun. There’s kind of the star in the womb, which is before hydrogen fusion is ignited by squeezing together the material by gravity. It’s called a protostar. Proto– means before.

And you can see that the sun had somewhat of a luminosity that was high, but then it gathered together and that kind of blocked the luminosity. And then when it hit the temperature, went on the main sequence of 10 million Kelvin for fusion, went on the main sequence, and will stay there for the majority of its life. But then the sun will become a red giant.

It’ll get larger for a while and then contract and burn in the horizontal branch, an outer area, toward carbon for a little while. And it will get even larger in the asymptotic giant branch. But then when the star runs out of material that it can fuse by the temperatures it achieves in the different rings, or regions, of the star, it collapses and rebounds into space with what we call a planetary nebula.

So we get some material around it that glows because the interior part, which is a white dwarf, that final stage on the lower left, is heating up that gas and creating a certain spectrum, fairly luminous. So the death state of a star, the actual moment of death, is a planetary nebula for a brief while. And then it becomes a white dwarf when it’s buried among all the other stars that have died. Yeah, right. OK.

Now, one of the tricky things that changes the situation and the nature of stars is that about half of them have companion stars, most of which are two stars that are bound together by gravity. Once in a while, we have three, four, five, or even six, but they’re more rare. So these are called binary stars.

Now, once in a while we see two stars in the sky that actually, when we determine their distance from their spectrum of luminosity, we find out that the two stars are not in the same position. Even though they look like that in the sky, one is at a much greater distance. An example of that is Albireo, which is an optical double, an optical illusion in a way, making us think this is a binary system, but it’s not.

Another type of binary system with two stars orbiting one another is if one is bigger, the little one will be going around it like a planet. When it’s coming toward us, its spectrum will be increased in energy, blue shifted. When it’s going away from us, it will be red shifted.

So all the spectral lines, the dark lines, will be shifted over, at one point, and then we’ll see them shift back. By the total amount of shift, we can determine the speed of orbiting of that second star. And this will allow us to better determine, also, the distance and luminosity. So that’s a spectroscopic binary where we get a red shift and a blue shift away and toward us.

Another type is when we see one star come in front of another, eclipsing the light from the other, and there’s a dip in the light curve over time. So there’s a dip when it comes in front of the star and a different dip when it goes behind, depending on the relative size of the two stars. So we get dip, dip, dip, dip, dip. OK.

And if one star is much bigger than the other that eclipse will be fairly long and equal. So it would be a flat part of the light emission. Down at the bottom, like in the second row. Once in a while, we will get, instead of a sharp dip, we’ll get more of a curvy dip if the stars are somewhat in between.

Because what happens is that one star close enough can actually pull and distort the other star and that creates a smoother emission period, periodic emission of light. So that’s the eclipsing binary. Three types there.

And we also have the visual binary which is somewhat rare. Over a period of, well, about 160 years, from 1790 to 1950, one star in the Castor binary actually is orbiting around the other star. So this is what we call a visual binary if we see it orbiting over time.

Do you need Assignment help from intel-writers.us?