Transcript Życie gwiazd – prezentacja

Ogólny schemat życia gwiazd
Gwiazdy o
małej masie
Mgławica
Mgławice – obłoki gazu i pyłu międzygwiazdowego.
Jeżeli obłok ma średnicę około jednego roku
świetlnego i jest dostatecznie gęsty, to zaczyna się
wolno kurczyć. Cząsteczki pyłu i atomy gazu
przyciągane są przez siłę grawitacji ku wspólnemu
środkowi ciężkości.
W przestrzeni kosmicznej liczne są niewidoczne
obłoki gazu możliwe do wykrycia tylko dzięki analizie
ich widma w niewidzialnych dla oka zakresach.
Ośrodek międzygwiazdowy gromadzi się w spiralnych
ramionach galaktyk i jest w ciągłym ruchu. Jego
tworzywo stanowią w 99% wodór i hel, zaś reszta to
inne gazy oraz pył.
Do mgławic należą także obłoki molekularne
składające się głównie z wodoru dwuatomowego H2 i
tlenku węgla CO2. Mają one temperaturę ok. 10 K.
Rozmiary, temperatura i skład molekularny obłoku
determinują rozmiary i przebieg życia rodzących się
gwiazd (np. mgławica Oriona).
Protogwiazda
Protogwiazda – początkowy etap ewolucji
gwiazdy, czyli zapadający się na skutek
grawitacji (i rozgrzewający się) obłok
materii międzygwiazdowej. W jej wnętrzu
nie zachodzą jeszcze reakcje
termojądrowe. Emituje ona promieniowanie
cieplne głównie z zakresu podczerwieni na
skutek kurczenia się.
Kurczeniu się protogwiazdy towarzyszy
wzrost gęstości i temperatury w jej
wnętrzu. Od pewnego momentu zaczynają
zachodzić reakcje jądrowe, i stopniowo
kurczenie się protogwiazdy zostaje
zatrzymane, a protogwiazda staje się
gwiazdą ciągu głównego w diagramie
Hertzsprunga-Russella. Jest też w
schemacie gwiazd o dużej masie.
Gwiazda ciągu głównego
Gwiazdy ciągu głównego to ciała niebieskie wysyłające
energię świetlną powstałą w wyniku reakcji syntezy
wodoru w hel. Masa gwiazdy waha się od 1/12 masy
Słońca do około 150 mas Słońca.
Wielkościami charakteryzującymi gwiazdy są oprócz
masy, jasność absolutna i typ widmowy.
Wielkości gwiazdowe i typy widmowe (barwy) gwiazd
mogą być naniesione na wykres nazywany diagramem
Hertzsprunga-Russella (w skrócie H-R), według którego
gwiazdy dzielą się na kilka dobrze zdefiniowanych grup:
gwiazdy ciągu głównego (okazało się, że w ich jądrach
zachodzi termojądrowa przemiana wodoru w hel),
olbrzymy, nadolbrzymy i białe karły.
Gwiazdy powstają w obłokach pyłowo gazowych na
wskutek kurczenia grawitacyjnego (taki proces
nazywamy kontrakcją). Podczas takiej kontrakcji obłok
rozpadania się na mniejsze, indywidualnie kurczące się
obszary (nazywamy je globulami), które stają się
pojedynczymi gwiazdami, tworzącymi gromady lub
asocjacje gwiazd. Znajduje się również w schemacie
życia gwiazd o dużej masie
Czerwony olbrzym
Czerwony olbrzym – gwiazda będąca na
schyłkowym etapie ewolucji. Nazwa
pochodzi od ich obserwowanej barwy i
dużych rozmiarów.
Gwiazda po zsyntetyzowaniu helu z całej
ilości wodoru w jądrze zaczyna syntezę
helu z warstw wodoru położonych bliżej jej
powierzchni, co powoduje znaczne
zwiększenie rozmiarów gwiazdy. Jądro zaś
zapada się pod wpływem sił grawitacji, co
powoduje wzrost jego temperatury i w
efekcie rozpoczęcie reakcji
termojądrowych polegających na syntezie
węgla z helu. Następuje zmniejszenie
gęstości, temperatury i zmiana barwy
gwiazdy w kierunku czerwieni.
Mgławica planetarna z białym karłem
W końcowym stadium czerwonego olbrzyma lub
nadolbrzyma następuje emisja z powierzchni gwiazdy
cząstek tworzących tak zwany wiatr gwiazdowy. Wokół
gwiazdy powstaje kulista i cienka otoczka. Pozostałości
gwiazdy w pewnym momencie kurczą się, temperatura
powierzchni rośnie i gwiazda staje się bardzo jasna. Gdy
temperatura powierzchni gwiazdy osiągnie odpowiednio
dużą wartość, gaz otoczki gwiazdy, odległy wtedy o średnio
około pół roku świetlnego od gwiazdy, zostaje zjonizowany i
obłok zaczyna świecić tworząc mgławicę. Mgławica
planetarna nie ma nic wspólnego z planetami, a niezbyt
fortunna nazwa wzięła się stąd, że obiekt ten oglądany w
teleskopie początkowo przypomina rozmazany dysk
podobny do tarczy planety. W pierwszej fazie bowiem
odrzucona otoczka jest niemal sferycznie symetryczna,
dopiero później powstają niezwykłe kształty. W czasie kilka
do kilkunastu tysięcy lat mgławica słabnie, traci pierwotny
kształt i rozpływa się w przestrzeni. Gdy gwiazda wypali
resztki paliwa to staje się gorącym białym karłem, który
zaczyna powoli stygnąć.
Biały karzeł
Biały karzeł następuje w ewolucji gwiazdy po
stadium czerwonego olbrzyma. Gdy gwiazda
wypali cały wodór ze swojej powierzchni,
zewnętrzne warstwy oddzielają się, stając się
mgławicą planetarną. Pozostaje gorące jądro,
które nie kontynuuje reakcji. Z tego powodu
spada ciśnienie promieniowania i całość zapada
się, tworząc niezwykle gęsty obiekt
utrzymywany przez ciśnienie materii (inaczej
zapadłby się jeszcze bardziej). Obiekt ten, czyli
biały karzeł, nie produkuje już energii w
reakcjach termojądrowych, w związku z czym
powoli się ochładza i ciemnieje. Po ochłodzeniu
do temperatury otoczenia, gwiazda staje się
czarnym karłem. Proces ten trwa tak długo, że z
powodu młodego wieku Wszechświata
prawdopodobnie nie powstały jeszcze żadne
czarne karły.
Czarny karzeł
Czarny karzeł – hipotetyczna gwiazda zdegenerowana
powstająca, kiedy biały karzeł wypala się już
całkowicie i nie może emitować światła.
Według obecnie akceptowanych teorii, gwiazda z
czerwonego olbrzyma ewoluuje do stadium białego
karła. Ten z kolei traci w ciągu miliardów lat energię
przez emisję światła. Tym samym obniża swoją
temperaturę i blask, gdyż nie wytwarza już nowej
energii przez reakcje jądrowe. W końcu biały karzeł
staje się tak zimny, że jego temperatura wyrównuje się
z temperaturą otoczenia i gwiazda przestaje świecić,
stając się w ten sposób czarnym karłem.
Ponieważ czas ostudzenia się białego karła do stanu
czarnego karła szacowany jest jako dłuższy niż obecny
wiek Wszechświata, forma ta prawdopodobnie jeszcze
nie istnieje. Nawet gdyby czarne karły istniały, byłyby
bardzo trudne do wykrycia, ponieważ z założenia
emitują bardzo mało promieniowania. Być może
dałoby się je wykryć na skutek zaobserwowania ich
oddziaływania grawitacyjnego.
Gwiazdy o
dużej masie
Nadolbrzym
Nadolbrzym, gwiazda o jasności absolutnej
od kilku do kilkuset tysięcy razy większej
od Słońca i średnicy również co najmniej
kilkaset razy większej od średnicy Słońca,
(tj. rozmiarami porównywalna z rozmiarem
orbity wewnętrznych planet Układu
Słonecznego).
Charakteryzuje się małą gęstością (ok. 107 g/cm3) i małym przyspieszeniem
grawitacyjnym (ok. 0,1 m/s2). Nadolbrzym
jest przejściowym stadium ewolucyjnym
masywnej gwiazdy (gwiazd ewolucja), po
opuszczeniu przez nią ciągu głównego
(Hertzsprunga-Russella diagram).
Nadolbrzymy oznaczane są klasą I w
opisie ich typu widmowego.
Supernowa
Supernowa to olbrzymia eksplozja, która
towarzyszy śmierci starej gwiazdy. Kiedy w
bardzo ciężkiej gwieździe przestają
zachodzić reakcje termojądrowe, nie ma
wtedy ona możliwości by zrównoważyć siłę
własnej grawitacji. W wyniku tego zapada
się w sobie. Dochodzi do eksplozji,
podczas której zostają wyrzucone w
przestrzeń zewnętrzne warstwy gwiazdy.
Podczas wybuchu powstaje fala
uderzeniowa. Pozostałe jądro staje się
gwiazdą neutronową lub czarną dziurą
(zależy to od masy końcowej). Występują
różne rodzaje supernowych (rzadziej w
naszej galaktyce), kiedy biały karzeł w
układzie podwójnym pochłania materię od
swojego towarzysza. Ewentualnie staje się
zbyt ciężki i zapada się.
Gwiazda neutronowa
Gwiazda neutronowa – obiekt
astronomiczny (gwiazda zdegenerowana)
powstała w wyniku ewolucji gwiazd o
dużych masach (~ 8–10 mas Słońca).
Powstają podczas wybuchu supernowej
(supernowe Typu II lub Ib) lub kolapsu
białego karła (supernowa Typu Ia) w
układach podwójnych. Materia składająca
się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle
gęsta, przy średnicy 10–15 km gwiazdy
tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas
Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma
ciężar taki sam jak ciało o masie ok. 6
miliardów ton na Ziemi.
Czarna dziura
Czarna dziura jest tworem grawitacji, której
podlegają zarówno cząstki o małych, jak i o
dużych masach, a nawet światło.
Największe i najjaśniejsze ciała mogą być
niewidoczne, ponieważ przyciąganie jasnej
gwiazdy o tej samej gęstości co Ziemia i
średnicy 250 razy większej od Słońca, nie
pozwoliłaby żadnemu promieniowi do nas
dotrzeć. Prędkość ucieczki dla Ziemi
wynosi 11,2 km/s, a zależy ona rozmiarów i
masy obiektu, który ciało chce opuścić.
Jeśli prędkość ucieczki przekraczałaby
prędkość światła, światło takiej gwiazdy nie
byłoby w stanie do nas dotrzeć.
Nietypowe
gwiazdy
Gwiazda Wolfa-Rayeta
Gwiazda Wolfa-Rayeta – duże i bardzo
gorące gwiazdy charakteryzujące się
występowaniem szerokich linii w widmach
emisyjnych, obecnych zamiast wąskich linii
absorpcyjnych, typowych dla zwykłych
populacji gwiazdowych. Tłumaczy się to
przyjmując, że gwiazdy te mają bardzo
rozległą i rozrzedzoną powłokę gazową,
rozszerzającą się z dużą prędkością (od
1000 km/s do nawet 3000 km/s).
Pierwsze gwiazdy tego typu zostały
odkryte w 1867 roku przez francuskich
astronomów Charlesa Wolfa i Georges'a
Rayeta którzy zaobserwowali trzy
nietypowe gwiazdy w konstelacji Łabędzia
Cefeida
Cefeidy to wyjątkowo jasne, tysiąc lub
nawet dziesięć tysięcy razy jaśniejsze od
Słońca gwiazdy regularnie zmieniające
swą jasność. Każda cefeida pulsuje okresowo zmienia swoje rozmiary i
temperaturę powierzchni. Okres takich
zmian wynosi od kilku dni do kilku
miesięcy.
Cefeidy spełniają dobrze określone
zależności okres pulsacji – jasność
absolutna, odkryte przez Henriettę Leavitt
w 1912 roku. Własność ta jest
powszechnie stosowana do określania
odległości do najbliższych galaktyk
(cefeidy są świecami standardowymi).
Dlaczego gwiazdy świecą?
Gwiazdy znacznie różnią się od innych obiektów
we Wszechświecie, bowiem świecą własnym
światłem (nie odbitym, jak planety). Dzieje się tak
głównie na skutek reakcji termojądrowych
zachodzących w ich wnętrzu, które są głównym,
ale nie jedynym (są jeszcze cykl węglowoazotowo-tlenowy i nukleosynteza). poza energią
grawitacyjną, źródłem ich energii.
Temperatura gwiazdy zależy od danego stadium
rozwoju i typu. Na przykład nasze Słońce ma
temperaturę na powierzchni wynoszącą: 5500
Kelwinów (w astronomii praktycznie nie używamy
stopni Celsujsza więcej w dziale podstawy
astronomii) a gwiazdy 1500 razy większe od
Słońca mają temperaturę znacznie niższą (35004500 K) co jest spowodowane mniejszą gęstością.
Barwy gwiazd
Kolor gwiazdy zależy od jej temperatury i
składu, przy czym największe znaczenie
ma
temperatura
.Analogicznie
do
rozgrzewanego
metalu
im
gwiazda
gorętsza tym po kolei przechodzi z koloru
czerwonego w pomarańczowy, żółty, biały
oraz w końcu niebieski. Nasze ziemskie
Słońce jest koloru żółtego, jak wskazuje
jego temperatura. Nie znaczy to jednak, że
nie wysyła ono innych barw. Słońce, tak jak
każda inna gwiazda wysyła wszystkie
barwy tęczy, o czym świadczyć może jego
typ widmowy
 Źródła :
www.wikipedia.pl
www.fizyka.net.pl
www.astronomia.biz.pl
www.astronomia.shoutwiki.com
www.fizyka.wiedza.diaboli.pl
www.losyziemi.pl
www.memory-alpha.org.pl
www.orion.pta.edu.pl
www.dan6.republika.pl
www.encyklopediafantastyki.pl
www.adk.astronet.pl
www.crazynauka.pl
www.sjp.pl
www.google.pl (grafika)
www.odkrywcy.pl
www.portalwiedzy.onet.pl