Ewolucja Wszechświata Wykład 8

Prezentacja na temat: "Ewolucja Wszechświata Wykład 8"— Zapis prezentacji:

1 Ewolucja Wszechświata Wykład 8

2 Diagram HR Diagram Hertzsprunga - Russella –zależność jasności gwiazdy od temperatury powierzchniowej Ciąg główny Superolbrzymy Olbrzymy Białe karły Jasność Temperatura

3 Diagram HR Na diagonali leżą gwiazdy o podobnych promieniach.

4 Diagram HR Zależność położenia na diagramie od masy gwiazdy tylko dla gwiazd ciągu głównego.

5 Duża masa – szybsza ewolucja
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).

6 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.

7 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

8 Ewolucja gwiazd Narodziny gromady gwiazd, październik zdjęcie z kosmicznego teleskopu Hubble'a. Nowo powstałe gwiazdy wyłaniają się z mgławicy N81 położonej w Małym Obłoku Magellana. Na zdjęciu widoczny ciemny pył międzygwiazdowy i gaz pobudzony do świecenia przez promieniowanie ultrafioletowe wysyłane przez młode gwiazdy. Autor: NASA.

9 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.

10 Zachwiana równowaga hydrostatyczna Gwiazda staje się podolbrzymem
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

11 Ewolucja gwiazd Podolbrzym
Gwiazda przesuwa się na diagramie od punktu A do B A B Jądro kurczy się i ogrzewa. 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

12 Ewolucja gwiazd Olbrzym C B A
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'‘.

13 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: W każdym takim stanie mogą znajdować się najwyżej 2 elektrony o przeciwnych spinach. Ściśnięcie gazu elektronowego x maleje p rośnie ciśnienie wzrasta

14 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.

15 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

16 Ewolucja gwiazd Błysk helowy Proces 3 :
Kiedy temperatura w jądrze osiągnie wartość 108 K zapala się hel. Proces 3 : Szybkość tej reakcji jest bardzo czuła na temperaturę ( T40) Przez krótką chwilę moc wytwarzana przez czerwonego olbrzyma jest porównywalna z mocą wszystkich gwiazd galaktyki. Niewielki wzrost temperatury prowadzi do wybuchu – gwałtownego zapalenia się helu (błysk helowy).

17 Ewolucja gwiazd Olbrzym Osiada na gałęzi horyzontalnej (C - D).
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).

18 Ewolucja gwiazd Superolbrzym E C D B A
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.

19 Ewolucja gwiazd Struktura wewnętrzna superolbrzyma... i jego wielkość

20 Ewolucja gwiazd małych
Gwiazdy o masach nie większych niż 3 masy Słońca C B D A E F 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 km/sec

21 Mgławice planetarne Gorące jądro węglowe

22 Mgławice planetarne

23 Mgławice planetarne

24 Mgławice planetarne

25 Mgławice planetarne

26 Mgławice planetarne

27 Mgławice planetarne

28 Mgławice planetarne

29 Ewolucja gwiazd małych
B D A E F Jądro zapada się pod wpływem grawitacji do momentu, gdy powstanie zdegenerowany gaz elektronowy. G Powstaje stabilny układ – biały karzeł

30 Ewolucja gwiazd małych
9 mld lat 1 mld lat

31 Ewolucja Słońca Słońce ma 4,6 mld lat – znajduje się na ciągu głównym. Temperatura w środku - 16106 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

32 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.

33 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.

34 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

35 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)

36 A jeśli masa przekracza 1,44 M ?
Biały karzeł Stabilna konfiguracja, w której ciśnienie gazu zdegenerowanego równoważy grawitację. Promień maleje ze wzrostem masy: Gdy masa osiągnie 1,44M, promień jest równy zeru. Masa 1,44 M jest największą dopuszczalną masą białego karła (granica Chandrasekhara) A jeśli masa przekracza 1,44 M ?

37 Biały karzeł Masa/masa Słońca 2 1 3 103 105 106 107 104 Obwód w km
2 1 3 Masa/masa Słońca 103 105 106 107 104 Obwód w km Ciśnienie degeneracji większe od grawitacji Grawitacja większa od ciśnienia degeneracji Śmierć Syriusza Śmierć Słońca Bałe karły

38 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: +13,930 MeV +2,238 MeV +4,612 MeV -0,114 MeV

39 Ewolucja gwiazd masywnych
Nukleosynteza kończy się na żelazie 56Fe. Synteza żelaza jest już procesem endotermicznym.

40 Ewolucja gwiazd masywnych
Synteza coraz cięższych jąder trwa coraz krócej! Podczas syntezy żelaza jądro traci energię Jądro zaczyna się zapadać i ogrzewać.

41 Ewolucja gwiazd masywnych
Podczas zapadania jądro przechodzi przez fazę białego karła (zdegenerowany gaz elektronowy), jednak masa jest większa niż 1,44M i ciśnienie zdegenerowanego gazu nie może powstrzymać grawitacji. W temperaturze 5 – 10 mld K zaczyna się proces fotodezintegracji jąder: Jądra atomowe rozpadają się W procesie tym pobierana jest wielka energia Jądro gwiazdy zapada się coraz szybciej

42 Ewolucja gwiazd masywnych
Większość protonów zamienia się w neutrony w wyniku odwrotnego rozpadu beta: Jest to proces nieodwracalny, ponieważ rozpady beta nie mogą zachodzić. Na te elektrony nie ma miejsca w przestrzeni fazowej degeneracja gazu elektronowego

43 Jądro staje się gwiazdą neutronową
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 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.

44 Śmierć gwiazdy Wypalone gwiazdy mogą zajmować położenia tylko na tych krawędziach.

45 Gwiazdy neutronowe Porównanie wielkości gwiazdy neutronowej i białego karła. Gęstość gwiazdy neutronowej jest ogromna!

46 Gwiazdy neutronowe Wielokrotne zmniejszenie promienia powoduje znaczny wzrost prędkości rotacji. W czasie kurczenia jądra zostaje zachowany moment pędu. 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.

47 Supernowa Gwiazda wybucha jako 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

48 Supernowa Zmiany jasności supernowej w czasie.
Wybuch supernowej trwa zaledwie kilka dni.

49 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

50 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

51 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!

52 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

53 Wielkości gwiazd -porównanie

54 Ewolucja gwiazd - podsumowanie
Ewolucja gwiazdy masywnej Ewolucja gwiazdy podobnej do Słońca Brązowe karły

55 Ewolucja gwiazd - podsumowanie
Masa gwiazdy

56 Gromady gwiazd Droga Mleczna w otoczeniu gromad gwiazd.
Fot. Obserwatorium w Lund

57 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

58 Gromady gwiazd Diagramy HR dla gromad otwartych – prawie wszystkie gwiazdy leżą na ciągu głównym. Wiek gromady liczony w milionach lat.

59 Gromady gwiazd Wiek gromady można określić na podstawie punktu odejścia od ciągu głównego.

60 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.

61 Gromady gwiazd Diagram HR dla gromady kulistej NGC6362
Wiek gromady: 12 mld lat

62 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.