Transcript Gwiazdy o masach mniejszych niż 0,08 masy Słońca (brązowe karły)
Slide 1
Diagram HR
Diagram Hertzsprunga - Russella –zależność jasności gwiazdy od
temperatury powierzchniowej
Temperatura
Olbrzymy
Ciąg główny
Białe karły
Jasność
Superolbrzymy
Slide 2
Ewolucja gwiazd
Przebieg ewolucji gwiazdy zależy jedynie od jej masy w momencie
rozpoczęcia reakcji termojądrowych w jej wnętrzu.
Duża masa – szybsza ewolucja
Gwiazdy o masach mniejszych niż 0,08 masy Słońca (brązowe karły)
nie są w stanie zapoczątkować przemiany termonuklearnej.
Gwiazdy o masach mniejszych niż 0,8 masy Słońca nie są w
stanie zapoczątkować przemiany helu w węgiel.
Gwiazdy o masach (0,8 –3) masy Słońca nie są w stanie zapalić
węgla.
Gwiazdy o masach większych niż 3 masy Słońca mogą
zapoczątkować spalanie węgla (T > 600 mln K).
Slide 3
Ewolucja gwiazd
Protogwiazda
•
•
W czasie kurczenia się energia grawitacyjna zamienia się
w ciepło, ogrzewając centrum obłoku.
Gaz nagrzewa się do 2 do 3 tys. K,
• Świeci na czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy
pochłania promieniowanie i wysyła je dalej w podczerwieni i w
zakresie mikrofalowym.
Slide 4
Ewolucja gwiazd
Gwiazda typu T Tauri
•Silny wiatr gwiazdowy wyrzuca część masy rodzącej się
gwiazdy, rozwiewając jednocześnie gazowo-pyłowy kokon.
•Gwiazda staje się widoczna z zewnątrz
•We wnętrzu rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel
Rozpoczyna się najdłuższy etap życia gwiazdy –
na ciągu głównym diagramu HR
Slide 5
Ewolucja gwiazd
Gwiazda ciągu głównego
W momencie rozpoczęcia
nukleosyntezy gwiazda
przesuwa się na ciąg główny.
Pozycja gwiazdy zależy od
masy.
W jądrze wodór zamienia
się w hel
Gwiazda jest w równowadze
hydrostatycznej
Ten etap zajmuje około 90% życia gwiazdy.
Slide 6
Ewolucja gwiazd
Podolbrzym
W jądrze cały wodór zamienił
się w hel, reakcja termojądrowa
wygasa
Ciśnienie promieniowania maleje
Zachwiana równowaga hydrostatyczna
Jądro się kurczy, jego temperatura rośnie, zapalając wodór w otoczce
Wzrasta wydzielanie energii powodując rozdęcie zewnętrznych
warstw gwiazdy
Gwiazda staje się podolbrzymem
Slide 7
Ewolucja gwiazd
Podolbrzym
Gwiazda przesuwa się
na diagramie od punktu
A do B
Jądro kurczy się i
ogrzewa.
A
B
Reakcje termojądrowe
zachodzą tylko w cienkiej
warstwie otaczającej
jądro.
Nadmiarowa energia wytwarzana
w pobliżu jądra częściowo
pochłaniana jest w warstach
środkowych.
Rozszerzanie tych warstw i obniżenie
temperatury powierzchniowej –
gwiazda świeci na czerwono.
Rozmiar powiększa się kilkukrotnie
Slide 8
Ewolucja gwiazd
Olbrzym
C
A
B
Obniżenie temperatury
warstw powierzchniowych
powoduje ich
nieprzezroczystość.
Transport energii przez
promieniowanie
niemożliwy – konwekcja
zaczyna odgrywać
główną rolę.
Wydajny mechanizm transportu energii jakim jest konwekcja prowadzi
do dużego wzrostu jasności gwiazdy (B -C)
Rozmiar powiększa się stukrotnie
Jako olbrzym gwiazda może wyrzucać spore ilości gazu w postaci ,,wiatru'‘.
Slide 9
Ewolucja gwiazd
Degeneracja gazu elektronowego.
Kurczenie się jądra powoduje degenerację gazu elektronowego.
Elektrony to fermiony,
które obowiązuje zakaz
Pauliego
W danym stanie kwantowym może
znajdować się tylko jedna cząstka
danego rodzaju
Zasada nieoznaczoności Heisenberga wyznacza skończoną liczbę
stanów kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędów:
x p
W każdym takim stanie mogą znajdować się najwyżej 2 elektrony o
przeciwnych spinach.
Ściśnięcie gazu
elektronowego
x maleje
p rośnie
ciśnienie wzrasta
Slide 10
Ewolucja gwiazd
Jeśli objętość zajmowana przez gaz maleje (wzrasta gęstość),
wówczas zmniejsza się ilość dostępnych dla cząstek stanów
kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędów.
Gdy cząstki wypełnienią wszystkie dostępne stany kwantowe,
mamy do czynienia ze zdegenerowanym gazem elektronowym.
Ciśnienie gazu zdegenerowanego jest określone całkowicie przez
gęstość gazu i nie zależy od jego temperatury.
Dalszemu zapadaniu się jądra gwiazdy przeciwdziała
wielkie ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego.
Helowe jądro staje się białym karłem o masie około połowy
masy Słońca i wielkości Ziemi – gęstość około 106 razy większa
niż gęstość wody.
Slide 11
Ewolucja gwiazd
Budowa wewnętrzna czerwonego
olbrzyma o masie 5 mas Słońca.
Centralnie położony biały karzeł
otoczony przez niezwykle
głęboką atmosferę gwiazdową.
Rozmiar Słońca.
Powiększone 100 razy
Slide 12
Ewolucja gwiazd
Błysk helowy
Kiedy temperatura w jądrze osiągnie wartość 108 K zapala się hel.
Proces 3 :
4
He
12
4
C
He
4
4
He
He
16
12
C
O
Szybkość tej reakcji jest bardzo czuła na temperaturę ( T40)
Niewielki wzrost temperatury
prowadzi do wybuchu –
gwałtownego zapalenia się helu
(błysk helowy).
Przez krótką chwilę moc wytwarzana
przez czerwonego olbrzyma jest
porównywalna z mocą wszystkich
gwiazd galaktyki.
Slide 13
Ewolucja gwiazd
Błysk helowy
Kiedy temperatura w jądrze osiągnie wartość 108 K zapala się hel.
Proces 3 :
4
He
12
4
C
He
4
4
He
He
16
12
C
O
Szybkość tej reakcji jest bardzo czuła na temperaturę ( T40)
Niewielki wzrost temperatury
prowadzi do wybuchu –
gwałtownego zapalenia się helu
(błysk helowy).
Przez krótką chwilę moc wytwarzana
przez czerwonego olbrzyma jest
porównywalna z mocą wszystkich
gwiazd galaktyki.
Slide 14
Ewolucja gwiazd
Olbrzym
C
D
A
B
Błysk helowy (C)
wyzwala tyle energii, że
znosi stan degeneracji
gazu elektronowego.
Gwiazda wchodzi we
względnie stabilną fazę,
w której hel spala się w
węgiel w sposób
kontrolowany.
Osiada na gałęzi horyzontalnej (C - D).
Slide 15
Ewolucja gwiazd
Superolbrzym
E
C
D
A
B
Po wyczerpaniu zapasu
helu jądro ponownie zapada
się, a zewnętrzne warstwy
rozszerzają (D - E).
Spalanie helu tylko w
warstwie otaczającej jądro.
Powtórzenie etapu (A - B) po
wyczerpaniu zapasów wodoru.
Slide 16
Ewolucja gwiazd
Struktura wewnętrzna superolbrzyma...
i jego wielkość
Slide 17
Ewolucja gwiazd małych
Gwiazdy o masach nie większych niż 3 masy Słońca
F
E
C
D
A
B
Gwiazda odrzuca swoje
warstwy zewnątrzne
odsłaniając gorące
jądro węglowo-tlenowe
(E - F).
W miarę odrzucania
warstw zewnątrznych
rośnie temperatura
powierzchni.
Powstają mgławice planetarne.
Wyrzucane są z prędkością 1000-2000 km/sec
Slide 18
Mgławice planetarne
Gorące jądro węglowe
Slide 19
Mgławice planetarne
Slide 20
Mgławice planetarne
Slide 21
Mgławice planetarne
Slide 22
Mgławice planetarne
Slide 23
Mgławice planetarne
Slide 24
Mgławice planetarne
Slide 25
Mgławice planetarne
Slide 26
Ewolucja gwiazd małych
F
E
C
D
A
Jądro zapada się pod
wpływem grawitacji do
momentu, gdy powstanie
zdegenerowany gaz
elektronowy.
B
G
Powstaje stabilny układ – biały karzeł
Slide 27
Ewolucja gwiazd małych
9 mld lat
1 mld lat
Slide 28
Ewolucja Słońca
Słońce ma 4,6 mld lat – znajduje
się na ciągu głównym.
Temperatura w środku - 16106 K
Wodoru wystarczy jeszcze na
następne 6 mld lat.
W tym czasie Słońce stanie się
2 razy jaśniejsze.
Na Ziemi na skutek efektu cieplarnianego oceany wyparują. Klimat Ziemi
będzie przypominał obecną Wenus.
Po wyczerpaniu wodoru w jądrze spalanie odbywać się będzie tylko
w cienkiej warstwie powyżej jądra.
Jądro zacznie się zapadać
i ogrzewać.
Wzrost temperatury zwiększy
szybkość reakcji
Slide 29
Ewolucja Słońca
Energia z kurczącego się jądra
częściowo pochłaniana w
środkowych warstwach
spowoduje ich rozszerzanie.
Temperatura powierzchni
spadnie od dzisiejszych 6000 K
do 3000 K.
Jaskrawo czerwony kolor.
Silne wiatry słoneczne
zmniejszą masę Słońca o 25%.
Planety przesuną się na dalsze
orbity. (Ziemia w obecnym
położeniu Marsa).
Około miliarda lat po wyczerpaniu w jądrze wodoru gęstość w jądrze
jest tak wielka, ze prowadzi do degeneracji gazu elektronowego.
Rozpoczyna się spalanie helu w węgiel – błysk helowy znosi
stan degeneracji.
Energia porównywalna z promieniowaniem miliardów gwiazd
stopi skały na Ziemi.
Slide 30
Ewolucja Słońca
Faza czerwonego olbrzyma – w czasie około 100 mln lat
kontrolowane spalanie helu w jądrze.
Jasność Słońca około 2000 razy większa niż obecnie będzie
stopniowo spadać do wartości 50 razy większej niż obecnie.
Skały na Ziemi znów będą ciałem stałym – temperatura spadnie do kilkuset 0C.
Po wyczerpaniu zapasu helu w jądrze
znów następuje kontrakcja jądra i
rozdęcie warstw zewnętrznych.
Wyrzut mgławicy planetarnej.
Pozostanie biały karzeł powoli stygnący przez kolejne miliardy lat.
Slide 31
Biały karzeł
Biały karzeł stygnie i nie zmienia
swoich rozmiarów.
Promień zbliżony do promienia Ziemi
Masa: 0,4 – 1,4 masy Słońca
Gęstość: 106 g/cm3
Jądro węglowo-tlenowe
Budowa typowego białego karła
Syriusz B – biały karzeł
Syriusz – najbliższa Słońca gwiazda
Slide 32
Biały karzeł
Zdjęcie z teleskopu Hubble’a przedstawiające mały obszar
blisko centrum gromady gwiazd M4 w naszej Galaktyce z dużą
koncentracją białych karłów (w kółkach)
Slide 33
Biały karzeł
Stabilna konfiguracja, w której ciśnienie gazu
zdegenerowanego równoważy grawitację.
Promień maleje ze wzrostem masy:
R M
1 / 3
Gdy masa osiągnie 1,44M, promień jest równy zeru.
Masa 1,44 M jest największą dopuszczalną masą białego
karła (granica Chandrasekhara)
A jeśli masa przekracza 1,44 M ?
Slide 34
Biały karzeł
3
Masa/masa Słońca
Śmierć Syriusza
2
Grawitacja większa od
ciśnienia degeneracji
Śmierć Słońca
1
Ciśnienie degeneracji
większe od grawitacji
Bałe karły
0
103
104
105
Obwód w km
106
107
Slide 35
Ewolucja gwiazd masywnych
Gwiazdy o masach większych niż 3 masy Słońca
Nukleosynteza nie kończy się na węglu, jak dla gwiazd mniejszych.
Gdy wyczerpią się zapasy helu, jądro gwiazdy kurczy się i osiąga
temperaturę (T > 600 mln K), przy której dochodzi do zapalenia
węgla:
12
C
12
C
24
Mg
+13,930 MeV
12
C
12
C
23
Na p
+2,238 MeV
12
C
12
C
20
Ne
+4,612 MeV
12
C
12
C
16
O 2
-0,114 MeV
Slide 36
Ewolucja gwiazd masywnych
Nukleosynteza kończy się na żelazie 56Fe.
Synteza żelaza jest już procesem endotermicznym.
Slide 37
Ewolucja gwiazd masywnych
Synteza coraz cięższych jąder trwa coraz krócej!
Podczas syntezy żelaza
jądro traci energię
Jądro zaczyna się zapadać i
ogrzewać.
Slide 38
Ewolucja gwiazd masywnych
Podczas zapadania jądro przechodzi przez fazę białego karła
(zdegenerowany gaz elektronowy), jednak masa jest większa niż
1,44M i ciśnienie zdegenerowanego gazu nie może
powstrzymać grawitacji.
W temperaturze 5 – 10 mld K zaczyna się
proces fotodezintegracji jąder:
56
Fe 13 He 4 n
4
4
Jądra atomowe
rozpadają się
He 2 p 2 n
W procesie tym pobierana
jest wielka energia
Jądro gwiazdy zapada się
coraz szybciej
Slide 39
Ewolucja gwiazd masywnych
Większość protonów zamienia się w neutrony w wyniku
odwrotnego rozpadu beta:
p
e
n
Jest to proces nieodwracalny, ponieważ rozpady beta nie
mogą zachodzić.
n p
e
Na te elektrony nie ma miejsca w przestrzeni fazowej
degeneracja gazu elektronowego
Slide 40
Gwiazdy neutronowe
Neutrony też są fermionami
Powstaje zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu,
które zatrzymuje proces kontrakcji.
Jądro staje się gwiazdą neutronową
Obiekt o promieniu około 10 -20 km, masie równej 1 – 2 mas
Słońca i gęstości miliarda ton na cm3!
Największą masą gwiazdy neutronowej jest prawdopodobnie
1,5-2 masy Słońca (masa Oppenheimera-Volkoffa)
Gdy masa jest większa, ciśnienie zdegenerowanego gazu
neutronowego nie może powstrzymać kontrakcji jądra i gwiazda
zapada się w czarną dziurę.
Slide 41
Śmierć gwiazdy
Wypalone gwiazdy mogą zajmować położenia tylko na tych
krawędziach.
Slide 42
Gwiazdy neutronowe
Porównanie wielkości
gwiazdy neutronowej i
białego karła.
Gęstość gwiazdy
neutronowej jest ogromna!
Slide 43
Gwiazdy neutronowe
W czasie kurczenia jądra
zostaje zachowany moment
pędu.
Wielokrotne zmniejszenie
promienia powoduje znaczny
wzrost prędkości rotacji.
Gwiazdy neutronowe mają bardzo silne, dipolowe pola
magnetyczne. Bieguny magnetyczne nie muszą znajdować
się na osi rotacji.
Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary.
Pulsary wysyłają krótkie błyski o częstościach radiowych,
powtarzające się z zegarową dokładnością z okresem od
milisekund do sekund.
Fale radiowe generowane są przez relatywistyczne
elektrony, krążące wokół linii sił pola magnetycznego.
Kierunek emisji promieniowania ograniczony jest do wąskiego
stożka w przestrzeni, który szybko rotuje wraz z gwiazdą.
Slide 44
Supernowa
Jądro gwiazdy z materii neutronowej jest nieściśliwe.
Opadające na nie zewnętrzne warstwy gwiazdy,
gwałtownie odbijąją się.
Gwiazda wybucha jako supernowa
Emituje tyle energii, ile cała
galaktyka (miliardy gwiazd)
W czasie wybuchu zachodzą
szybkie reakcje syntezy
ciężkich pierwiastków
(cięższych od żelaza).
Cykl życiowy masywnej gwiazdy
Slide 45
Supernowa
Zmiany jasności
supernowej w czasie.
Wybuch supernowej trwa zaledwie kilka dni.
Slide 46
Supernowa
nukleosynteza
Wyczerpanie zapasów i
kontrakcja jądra
Początek wybuchu
W trakcie wybuchu maleje jasność i zmienia się barwa od niebieskiej do czerwonej
Pozostała wirująca gwiazda neutronowa - pulsar
Slide 47
Supernowa
Wybuch supernowej w galaktyce
Centaurus A
Zmienność jasności
supernowej w czasie
Jej jasność porównywalna z
jasnością całej galaktyki
Po kliknięciu na zdięciu
uruchomi się film mpeg
Slide 48
Supernowa
Trzy zdjęcia wykonane za pomocą
HST ukazują: (u góry) Głębokie Pole
Hubble'a z licznymi odległymi
galaktykami;
(u dołu z lewej) strzałka wskazuje
galaktykę eliptyczną, w której
wybuchła supernowa - obszar ten
to powiększony kwadracik na
górnym zdjęciu;
(u dołu z prawej) sama
eksplodująca gwiazda.
Fot. NASA/Adam Riess/STScI.
Porównano dwa zdjęcia Głębokiego
Pola Hubble'a, wykonane w
odstępie 2 lat: w 1995 i 1997 r.
Porównując komputerowo jasność
galaktyk i jej zmiany, odkryto nagłe
pojaśnienie na zdjęciu z 1997 r.
Supernowa!
Slide 49
Supernowe
Kolizja dwóch galaktyk NGC 4038 i NGC
4039 w konstelacji Kruka (zdjęcie
z obserwatorium Chandra). Czarne
dziury i gwiazdy neutronowe widoczne
jako silne źródła promieniowania
rentgenowskiego (jasno świecące plamy).
W czasie kolizji galaktyk rzadko dochodzi
do bezpośrednich zderzeń gwiazd,
w zamian za to chmury gazu i pyłu obu
galaktyk, oddziałując na siebie, wyzwalają
gwałtowne eksplozje gwiazd olbrzymów,
w wyniku których powstają tysiące
supernowych. Eksplodujące gwiazdy
pozostawiają bąble wzbudzonego
gorącego gazu i zapadnięte jądra gwiazd.
Autor: NASA
Slide 50
Wielkości gwiazd porównanie
Slide 51
Ewolucja gwiazd podsumowanie
Ewolucja gwiazdy
masywnej
Ewolucja gwiazdy
podobnej do Słońca
Brązowe karły
Slide 52
Masa gwiazdy
Ewolucja gwiazd podsumowanie
Slide 53
Gromady gwiazd
Droga Mleczna w otoczeniu gromad gwiazd.
Fot. Obserwatorium w Lund
Slide 54
Gromady gwiazd
Gromady otwarte
Gromady otwarte są mniejsze od gromad kulistych. W ich
skład wchodzi do kilku tysięcy gwiazd.
Są stosunkowo młode, ich wiek
dochodzi do kilku miliardów lat,
ale najmłodsze z nich liczą sobie
zaledwie kilka milionów lat.
Gromada otwarta NGC1850
Slide 55
Gromady gwiazd
Diagramy HR dla gromad otwartych – prawie wszystkie
gwiazdy leżą na ciągu głównym. Wiek gromady liczony w
milionach lat.
Slide 56
Gromady gwiazd
Wiek gromady można określić na podstawie punktu odejścia
od ciągu głównego.
Slide 57
Gromady gwiazd
Gromady kuliste
W skład gromad kulistych wchodzi wiele tysięcy lub nawet
milionów gwiazd, które tworzą sferę.
Gromady tego typu są bardzo stare - czasem ich wiek jest
zbliżony do wieku Wszechświata.
Slide 58
Gromady gwiazd
Diagram HR dla gromady kulistej NGC6362
Wiek gromady: 12 mld lat
Slide 59
Populacje gwiazd
Podział gwiazd wprowadzony przez W. Baadego w latach 1940:
Populacja I - gwiazdy względnie młode, występujące w
ramionach spiralnych galaktyk, zwykle w sąsiedztwie
gazu i pyłu.
Populacja II - gwiazdy starsze, występujące zwykle w
obszarach pozbawionych gazu i pyłu takich jak gromady
kuliste i jądra galaktyk.
Diagram HR
Diagram Hertzsprunga - Russella –zależność jasności gwiazdy od
temperatury powierzchniowej
Temperatura
Olbrzymy
Ciąg główny
Białe karły
Jasność
Superolbrzymy
Slide 2
Ewolucja gwiazd
Przebieg ewolucji gwiazdy zależy jedynie od jej masy w momencie
rozpoczęcia reakcji termojądrowych w jej wnętrzu.
Duża masa – szybsza ewolucja
Gwiazdy o masach mniejszych niż 0,08 masy Słońca (brązowe karły)
nie są w stanie zapoczątkować przemiany termonuklearnej.
Gwiazdy o masach mniejszych niż 0,8 masy Słońca nie są w
stanie zapoczątkować przemiany helu w węgiel.
Gwiazdy o masach (0,8 –3) masy Słońca nie są w stanie zapalić
węgla.
Gwiazdy o masach większych niż 3 masy Słońca mogą
zapoczątkować spalanie węgla (T > 600 mln K).
Slide 3
Ewolucja gwiazd
Protogwiazda
•
•
W czasie kurczenia się energia grawitacyjna zamienia się
w ciepło, ogrzewając centrum obłoku.
Gaz nagrzewa się do 2 do 3 tys. K,
• Świeci na czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy
pochłania promieniowanie i wysyła je dalej w podczerwieni i w
zakresie mikrofalowym.
Slide 4
Ewolucja gwiazd
Gwiazda typu T Tauri
•Silny wiatr gwiazdowy wyrzuca część masy rodzącej się
gwiazdy, rozwiewając jednocześnie gazowo-pyłowy kokon.
•Gwiazda staje się widoczna z zewnątrz
•We wnętrzu rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel
Rozpoczyna się najdłuższy etap życia gwiazdy –
na ciągu głównym diagramu HR
Slide 5
Ewolucja gwiazd
Gwiazda ciągu głównego
W momencie rozpoczęcia
nukleosyntezy gwiazda
przesuwa się na ciąg główny.
Pozycja gwiazdy zależy od
masy.
W jądrze wodór zamienia
się w hel
Gwiazda jest w równowadze
hydrostatycznej
Ten etap zajmuje około 90% życia gwiazdy.
Slide 6
Ewolucja gwiazd
Podolbrzym
W jądrze cały wodór zamienił
się w hel, reakcja termojądrowa
wygasa
Ciśnienie promieniowania maleje
Zachwiana równowaga hydrostatyczna
Jądro się kurczy, jego temperatura rośnie, zapalając wodór w otoczce
Wzrasta wydzielanie energii powodując rozdęcie zewnętrznych
warstw gwiazdy
Gwiazda staje się podolbrzymem
Slide 7
Ewolucja gwiazd
Podolbrzym
Gwiazda przesuwa się
na diagramie od punktu
A do B
Jądro kurczy się i
ogrzewa.
A
B
Reakcje termojądrowe
zachodzą tylko w cienkiej
warstwie otaczającej
jądro.
Nadmiarowa energia wytwarzana
w pobliżu jądra częściowo
pochłaniana jest w warstach
środkowych.
Rozszerzanie tych warstw i obniżenie
temperatury powierzchniowej –
gwiazda świeci na czerwono.
Rozmiar powiększa się kilkukrotnie
Slide 8
Ewolucja gwiazd
Olbrzym
C
A
B
Obniżenie temperatury
warstw powierzchniowych
powoduje ich
nieprzezroczystość.
Transport energii przez
promieniowanie
niemożliwy – konwekcja
zaczyna odgrywać
główną rolę.
Wydajny mechanizm transportu energii jakim jest konwekcja prowadzi
do dużego wzrostu jasności gwiazdy (B -C)
Rozmiar powiększa się stukrotnie
Jako olbrzym gwiazda może wyrzucać spore ilości gazu w postaci ,,wiatru'‘.
Slide 9
Ewolucja gwiazd
Degeneracja gazu elektronowego.
Kurczenie się jądra powoduje degenerację gazu elektronowego.
Elektrony to fermiony,
które obowiązuje zakaz
Pauliego
W danym stanie kwantowym może
znajdować się tylko jedna cząstka
danego rodzaju
Zasada nieoznaczoności Heisenberga wyznacza skończoną liczbę
stanów kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędów:
x p
W każdym takim stanie mogą znajdować się najwyżej 2 elektrony o
przeciwnych spinach.
Ściśnięcie gazu
elektronowego
x maleje
p rośnie
ciśnienie wzrasta
Slide 10
Ewolucja gwiazd
Jeśli objętość zajmowana przez gaz maleje (wzrasta gęstość),
wówczas zmniejsza się ilość dostępnych dla cząstek stanów
kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędów.
Gdy cząstki wypełnienią wszystkie dostępne stany kwantowe,
mamy do czynienia ze zdegenerowanym gazem elektronowym.
Ciśnienie gazu zdegenerowanego jest określone całkowicie przez
gęstość gazu i nie zależy od jego temperatury.
Dalszemu zapadaniu się jądra gwiazdy przeciwdziała
wielkie ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego.
Helowe jądro staje się białym karłem o masie około połowy
masy Słońca i wielkości Ziemi – gęstość około 106 razy większa
niż gęstość wody.
Slide 11
Ewolucja gwiazd
Budowa wewnętrzna czerwonego
olbrzyma o masie 5 mas Słońca.
Centralnie położony biały karzeł
otoczony przez niezwykle
głęboką atmosferę gwiazdową.
Rozmiar Słońca.
Powiększone 100 razy
Slide 12
Ewolucja gwiazd
Błysk helowy
Kiedy temperatura w jądrze osiągnie wartość 108 K zapala się hel.
Proces 3 :
4
He
12
4
C
He
4
4
He
He
16
12
C
O
Szybkość tej reakcji jest bardzo czuła na temperaturę ( T40)
Niewielki wzrost temperatury
prowadzi do wybuchu –
gwałtownego zapalenia się helu
(błysk helowy).
Przez krótką chwilę moc wytwarzana
przez czerwonego olbrzyma jest
porównywalna z mocą wszystkich
gwiazd galaktyki.
Slide 13
Ewolucja gwiazd
Błysk helowy
Kiedy temperatura w jądrze osiągnie wartość 108 K zapala się hel.
Proces 3 :
4
He
12
4
C
He
4
4
He
He
16
12
C
O
Szybkość tej reakcji jest bardzo czuła na temperaturę ( T40)
Niewielki wzrost temperatury
prowadzi do wybuchu –
gwałtownego zapalenia się helu
(błysk helowy).
Przez krótką chwilę moc wytwarzana
przez czerwonego olbrzyma jest
porównywalna z mocą wszystkich
gwiazd galaktyki.
Slide 14
Ewolucja gwiazd
Olbrzym
C
D
A
B
Błysk helowy (C)
wyzwala tyle energii, że
znosi stan degeneracji
gazu elektronowego.
Gwiazda wchodzi we
względnie stabilną fazę,
w której hel spala się w
węgiel w sposób
kontrolowany.
Osiada na gałęzi horyzontalnej (C - D).
Slide 15
Ewolucja gwiazd
Superolbrzym
E
C
D
A
B
Po wyczerpaniu zapasu
helu jądro ponownie zapada
się, a zewnętrzne warstwy
rozszerzają (D - E).
Spalanie helu tylko w
warstwie otaczającej jądro.
Powtórzenie etapu (A - B) po
wyczerpaniu zapasów wodoru.
Slide 16
Ewolucja gwiazd
Struktura wewnętrzna superolbrzyma...
i jego wielkość
Slide 17
Ewolucja gwiazd małych
Gwiazdy o masach nie większych niż 3 masy Słońca
F
E
C
D
A
B
Gwiazda odrzuca swoje
warstwy zewnątrzne
odsłaniając gorące
jądro węglowo-tlenowe
(E - F).
W miarę odrzucania
warstw zewnątrznych
rośnie temperatura
powierzchni.
Powstają mgławice planetarne.
Wyrzucane są z prędkością 1000-2000 km/sec
Slide 18
Mgławice planetarne
Gorące jądro węglowe
Slide 19
Mgławice planetarne
Slide 20
Mgławice planetarne
Slide 21
Mgławice planetarne
Slide 22
Mgławice planetarne
Slide 23
Mgławice planetarne
Slide 24
Mgławice planetarne
Slide 25
Mgławice planetarne
Slide 26
Ewolucja gwiazd małych
F
E
C
D
A
Jądro zapada się pod
wpływem grawitacji do
momentu, gdy powstanie
zdegenerowany gaz
elektronowy.
B
G
Powstaje stabilny układ – biały karzeł
Slide 27
Ewolucja gwiazd małych
9 mld lat
1 mld lat
Slide 28
Ewolucja Słońca
Słońce ma 4,6 mld lat – znajduje
się na ciągu głównym.
Temperatura w środku - 16106 K
Wodoru wystarczy jeszcze na
następne 6 mld lat.
W tym czasie Słońce stanie się
2 razy jaśniejsze.
Na Ziemi na skutek efektu cieplarnianego oceany wyparują. Klimat Ziemi
będzie przypominał obecną Wenus.
Po wyczerpaniu wodoru w jądrze spalanie odbywać się będzie tylko
w cienkiej warstwie powyżej jądra.
Jądro zacznie się zapadać
i ogrzewać.
Wzrost temperatury zwiększy
szybkość reakcji
Slide 29
Ewolucja Słońca
Energia z kurczącego się jądra
częściowo pochłaniana w
środkowych warstwach
spowoduje ich rozszerzanie.
Temperatura powierzchni
spadnie od dzisiejszych 6000 K
do 3000 K.
Jaskrawo czerwony kolor.
Silne wiatry słoneczne
zmniejszą masę Słońca o 25%.
Planety przesuną się na dalsze
orbity. (Ziemia w obecnym
położeniu Marsa).
Około miliarda lat po wyczerpaniu w jądrze wodoru gęstość w jądrze
jest tak wielka, ze prowadzi do degeneracji gazu elektronowego.
Rozpoczyna się spalanie helu w węgiel – błysk helowy znosi
stan degeneracji.
Energia porównywalna z promieniowaniem miliardów gwiazd
stopi skały na Ziemi.
Slide 30
Ewolucja Słońca
Faza czerwonego olbrzyma – w czasie około 100 mln lat
kontrolowane spalanie helu w jądrze.
Jasność Słońca około 2000 razy większa niż obecnie będzie
stopniowo spadać do wartości 50 razy większej niż obecnie.
Skały na Ziemi znów będą ciałem stałym – temperatura spadnie do kilkuset 0C.
Po wyczerpaniu zapasu helu w jądrze
znów następuje kontrakcja jądra i
rozdęcie warstw zewnętrznych.
Wyrzut mgławicy planetarnej.
Pozostanie biały karzeł powoli stygnący przez kolejne miliardy lat.
Slide 31
Biały karzeł
Biały karzeł stygnie i nie zmienia
swoich rozmiarów.
Promień zbliżony do promienia Ziemi
Masa: 0,4 – 1,4 masy Słońca
Gęstość: 106 g/cm3
Jądro węglowo-tlenowe
Budowa typowego białego karła
Syriusz B – biały karzeł
Syriusz – najbliższa Słońca gwiazda
Slide 32
Biały karzeł
Zdjęcie z teleskopu Hubble’a przedstawiające mały obszar
blisko centrum gromady gwiazd M4 w naszej Galaktyce z dużą
koncentracją białych karłów (w kółkach)
Slide 33
Biały karzeł
Stabilna konfiguracja, w której ciśnienie gazu
zdegenerowanego równoważy grawitację.
Promień maleje ze wzrostem masy:
R M
1 / 3
Gdy masa osiągnie 1,44M, promień jest równy zeru.
Masa 1,44 M jest największą dopuszczalną masą białego
karła (granica Chandrasekhara)
A jeśli masa przekracza 1,44 M ?
Slide 34
Biały karzeł
3
Masa/masa Słońca
Śmierć Syriusza
2
Grawitacja większa od
ciśnienia degeneracji
Śmierć Słońca
1
Ciśnienie degeneracji
większe od grawitacji
Bałe karły
0
103
104
105
Obwód w km
106
107
Slide 35
Ewolucja gwiazd masywnych
Gwiazdy o masach większych niż 3 masy Słońca
Nukleosynteza nie kończy się na węglu, jak dla gwiazd mniejszych.
Gdy wyczerpią się zapasy helu, jądro gwiazdy kurczy się i osiąga
temperaturę (T > 600 mln K), przy której dochodzi do zapalenia
węgla:
12
C
12
C
24
Mg
+13,930 MeV
12
C
12
C
23
Na p
+2,238 MeV
12
C
12
C
20
Ne
+4,612 MeV
12
C
12
C
16
O 2
-0,114 MeV
Slide 36
Ewolucja gwiazd masywnych
Nukleosynteza kończy się na żelazie 56Fe.
Synteza żelaza jest już procesem endotermicznym.
Slide 37
Ewolucja gwiazd masywnych
Synteza coraz cięższych jąder trwa coraz krócej!
Podczas syntezy żelaza
jądro traci energię
Jądro zaczyna się zapadać i
ogrzewać.
Slide 38
Ewolucja gwiazd masywnych
Podczas zapadania jądro przechodzi przez fazę białego karła
(zdegenerowany gaz elektronowy), jednak masa jest większa niż
1,44M i ciśnienie zdegenerowanego gazu nie może
powstrzymać grawitacji.
W temperaturze 5 – 10 mld K zaczyna się
proces fotodezintegracji jąder:
56
Fe 13 He 4 n
4
4
Jądra atomowe
rozpadają się
He 2 p 2 n
W procesie tym pobierana
jest wielka energia
Jądro gwiazdy zapada się
coraz szybciej
Slide 39
Ewolucja gwiazd masywnych
Większość protonów zamienia się w neutrony w wyniku
odwrotnego rozpadu beta:
p
e
n
Jest to proces nieodwracalny, ponieważ rozpady beta nie
mogą zachodzić.
n p
e
Na te elektrony nie ma miejsca w przestrzeni fazowej
degeneracja gazu elektronowego
Slide 40
Gwiazdy neutronowe
Neutrony też są fermionami
Powstaje zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu,
które zatrzymuje proces kontrakcji.
Jądro staje się gwiazdą neutronową
Obiekt o promieniu około 10 -20 km, masie równej 1 – 2 mas
Słońca i gęstości miliarda ton na cm3!
Największą masą gwiazdy neutronowej jest prawdopodobnie
1,5-2 masy Słońca (masa Oppenheimera-Volkoffa)
Gdy masa jest większa, ciśnienie zdegenerowanego gazu
neutronowego nie może powstrzymać kontrakcji jądra i gwiazda
zapada się w czarną dziurę.
Slide 41
Śmierć gwiazdy
Wypalone gwiazdy mogą zajmować położenia tylko na tych
krawędziach.
Slide 42
Gwiazdy neutronowe
Porównanie wielkości
gwiazdy neutronowej i
białego karła.
Gęstość gwiazdy
neutronowej jest ogromna!
Slide 43
Gwiazdy neutronowe
W czasie kurczenia jądra
zostaje zachowany moment
pędu.
Wielokrotne zmniejszenie
promienia powoduje znaczny
wzrost prędkości rotacji.
Gwiazdy neutronowe mają bardzo silne, dipolowe pola
magnetyczne. Bieguny magnetyczne nie muszą znajdować
się na osi rotacji.
Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary.
Pulsary wysyłają krótkie błyski o częstościach radiowych,
powtarzające się z zegarową dokładnością z okresem od
milisekund do sekund.
Fale radiowe generowane są przez relatywistyczne
elektrony, krążące wokół linii sił pola magnetycznego.
Kierunek emisji promieniowania ograniczony jest do wąskiego
stożka w przestrzeni, który szybko rotuje wraz z gwiazdą.
Slide 44
Supernowa
Jądro gwiazdy z materii neutronowej jest nieściśliwe.
Opadające na nie zewnętrzne warstwy gwiazdy,
gwałtownie odbijąją się.
Gwiazda wybucha jako supernowa
Emituje tyle energii, ile cała
galaktyka (miliardy gwiazd)
W czasie wybuchu zachodzą
szybkie reakcje syntezy
ciężkich pierwiastków
(cięższych od żelaza).
Cykl życiowy masywnej gwiazdy
Slide 45
Supernowa
Zmiany jasności
supernowej w czasie.
Wybuch supernowej trwa zaledwie kilka dni.
Slide 46
Supernowa
nukleosynteza
Wyczerpanie zapasów i
kontrakcja jądra
Początek wybuchu
W trakcie wybuchu maleje jasność i zmienia się barwa od niebieskiej do czerwonej
Pozostała wirująca gwiazda neutronowa - pulsar
Slide 47
Supernowa
Wybuch supernowej w galaktyce
Centaurus A
Zmienność jasności
supernowej w czasie
Jej jasność porównywalna z
jasnością całej galaktyki
Po kliknięciu na zdięciu
uruchomi się film mpeg
Slide 48
Supernowa
Trzy zdjęcia wykonane za pomocą
HST ukazują: (u góry) Głębokie Pole
Hubble'a z licznymi odległymi
galaktykami;
(u dołu z lewej) strzałka wskazuje
galaktykę eliptyczną, w której
wybuchła supernowa - obszar ten
to powiększony kwadracik na
górnym zdjęciu;
(u dołu z prawej) sama
eksplodująca gwiazda.
Fot. NASA/Adam Riess/STScI.
Porównano dwa zdjęcia Głębokiego
Pola Hubble'a, wykonane w
odstępie 2 lat: w 1995 i 1997 r.
Porównując komputerowo jasność
galaktyk i jej zmiany, odkryto nagłe
pojaśnienie na zdjęciu z 1997 r.
Supernowa!
Slide 49
Supernowe
Kolizja dwóch galaktyk NGC 4038 i NGC
4039 w konstelacji Kruka (zdjęcie
z obserwatorium Chandra). Czarne
dziury i gwiazdy neutronowe widoczne
jako silne źródła promieniowania
rentgenowskiego (jasno świecące plamy).
W czasie kolizji galaktyk rzadko dochodzi
do bezpośrednich zderzeń gwiazd,
w zamian za to chmury gazu i pyłu obu
galaktyk, oddziałując na siebie, wyzwalają
gwałtowne eksplozje gwiazd olbrzymów,
w wyniku których powstają tysiące
supernowych. Eksplodujące gwiazdy
pozostawiają bąble wzbudzonego
gorącego gazu i zapadnięte jądra gwiazd.
Autor: NASA
Slide 50
Wielkości gwiazd porównanie
Slide 51
Ewolucja gwiazd podsumowanie
Ewolucja gwiazdy
masywnej
Ewolucja gwiazdy
podobnej do Słońca
Brązowe karły
Slide 52
Masa gwiazdy
Ewolucja gwiazd podsumowanie
Slide 53
Gromady gwiazd
Droga Mleczna w otoczeniu gromad gwiazd.
Fot. Obserwatorium w Lund
Slide 54
Gromady gwiazd
Gromady otwarte
Gromady otwarte są mniejsze od gromad kulistych. W ich
skład wchodzi do kilku tysięcy gwiazd.
Są stosunkowo młode, ich wiek
dochodzi do kilku miliardów lat,
ale najmłodsze z nich liczą sobie
zaledwie kilka milionów lat.
Gromada otwarta NGC1850
Slide 55
Gromady gwiazd
Diagramy HR dla gromad otwartych – prawie wszystkie
gwiazdy leżą na ciągu głównym. Wiek gromady liczony w
milionach lat.
Slide 56
Gromady gwiazd
Wiek gromady można określić na podstawie punktu odejścia
od ciągu głównego.
Slide 57
Gromady gwiazd
Gromady kuliste
W skład gromad kulistych wchodzi wiele tysięcy lub nawet
milionów gwiazd, które tworzą sferę.
Gromady tego typu są bardzo stare - czasem ich wiek jest
zbliżony do wieku Wszechświata.
Slide 58
Gromady gwiazd
Diagram HR dla gromady kulistej NGC6362
Wiek gromady: 12 mld lat
Slide 59
Populacje gwiazd
Podział gwiazd wprowadzony przez W. Baadego w latach 1940:
Populacja I - gwiazdy względnie młode, występujące w
ramionach spiralnych galaktyk, zwykle w sąsiedztwie
gazu i pyłu.
Populacja II - gwiazdy starsze, występujące zwykle w
obszarach pozbawionych gazu i pyłu takich jak gromady
kuliste i jądra galaktyk.