Ewolucja gwiazd. Diagram Hertzsprunga-Russella

Prezentacja na temat: "Ewolucja gwiazd. Diagram Hertzsprunga-Russella"— Zapis prezentacji:

1 Ewolucja gwiazd. Diagram Hertzsprunga-Russella
Wyk. Agata Niezgoda Projekt współfinansowany przez Unię Europejską w ramach Europejskiego Funduszu Społecznego

2 Różny wiek gwiazd Gwiazdy obecnie żyjące są w różnym etapie ewolucji. Mamy gwiazdy: nowo narodzone, młode, w wieku średnim i stare. Nowe gwiazdy powstają, a stare umierają. Najmłodsze, za prototypem odkrytym w gwiazdozbiorze Byka, nazwano gwiazdami typu T Tauri (Taurus to nazwa łac. gwiazdozbioru Byka). Są one podobne do Słońca, choć dużo młodsze. Ponieważ jeszcze się do końca nie uformowały nazywa się je protogwiazdami. Są to gwiazdy zmienne, ich jasność zmienia się, gdyż jeszcze nie weszły w stabilny stan istnienia jako normalne gwiazdy. Wiele gwiazd typu T Tauri jest zanurzonych w gęstych mgławicach gazowych i pyłowych, być może tworzących wokół nich wirujący dysk, z którego materia powoli spływa na powierzchnię gwiazdy. Energia materii, która opada na protogwiazdę pod wpływem działania siły przyciągania zamieniana jest w ciepło. Z tego powodu temperatura w środku protogwiazdy cały czas rośnie. W momencie, kiedy temperatura w środku stanie się na tyle wysoka, aby mogło dojść do tzw. reakcji termojądrowych (łączenia jąder atomów lżejszych w jądro atomu cięższego), protogwiazda zamienia się w normalną gwiazdę.

3 Reakcje termojądrowe zachodzące we wnętrzu gwiazdy są źródłem energii, która utrzymuje gwiazdę przy życiu i pozwala jej świecić tak samo jasno przez większą część życia. Czas życia gwiazdy zależy od jej masy. Jej świecenie jest wynikiem syntezy wodoru w hel, więc dopóki będzie wodór w jej wnętrzu, dopóty gwiazda będzie żyła. Gwiazdy o masie takiej jak Słońce mają dość paliwa aby utrzymać się w stanie stabilnym przez około 10 mld lat.

4 Proces tworzenia się gwiazdy
Wewnątrz obłoku molekularnego powstaje wyraźne zagęszczenie wodoru i pyłu (1). W środku zagęszczenia tworzy się protogwiazda (2). Materia wypływa na zewnątrz z dwu biegunów protogwiazdy, a napływa na okolice równikowe (3). Nowo narodzona gwiazda jest otoczona gazowo-pyłowym dyskiem, z którego może ewentualnie powstać układ planetarny (4).

5 Zwyczajne gwiazdy Gwiazdy są to duże kule bardzo gorącego gazu, świecące dzięki energii wyzwalanej podczas reakcji termojądrowych zachodzących w ich wnętrzu. Różnią się między sobą kolorem i jasnością. Jedne są czerwonawe, inne białe, niebieskawe, a niewielka część jest żółta jak nasze Słońce. Jasność gwiazdy jaką obserwujemy zależy zarówno od tego jak rzeczywiście mocno świeci ale również od tego jak daleko się od nas znajduje. Odległość jest tutaj bardzo ważnym czynnikiem ponieważ ilość dochodzącego do nas światła jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości. Zatem z dziesięciokrotnie większej odległości dochodzi do nas sto razy mniej światła.

6 Jasnością absolutna (absolutna wielkością gwiazdową)
Jasnością absolutna to jasność jaka byłaby obserwowana z odległości równej 10 parseków (32,6 lat świetlnych) Z tej odległości Słońce byłoby dość słabo świecącą gwiazdą rzędu 4,8 wielkości. Człowiek jest w stanie zaobserwować gwiazdę do 6 wielkości gwiazdowej. Najjaśniejsza na niebie gwiazda Syriusz jest -1,4 wielkości, a inne dobrze widoczne mają około pierwszej wielkości. Widzimy zatem, że skala ta została tak skonstruowana, że im jaśniejsza gwiazda tym jej wielkość gwiazdowa jest mniejsza. Jedna wielkość gwiazdowa to 2,512 razy mniej światła.

7 Konstelacje gwiezdne rozpoznajemy po najjaśniej błyszczących na niebie gwiazdach. Dlaczego gwiazdy różnie świecą? Jasność gwiazdy zależy od jej masy. Od ilości materii tworzącej gwiazdę zależy, jak ona świeci i jak zmienia się z upływem czasu. Najmniejsza wartość masy potrzebna do utworzenia gwiazdy stanowi około 1/12 masy Słońca. Jeśli obiekt utworzony wskutek procesów wcześniej opisanych ma mniej masy, w jego wnętrzu nigdy nie będzie dostatecznie wysokiej temperatury do rozpoczęcia i podtrzymania reakcji termojądrowych. Obiekty o masach od 1/100 do 1/10 masy Słońca są nazywane brązowymi karłami.

8 Brązowe karły We wnętrzu brązowych karłów jest wyzwalana pewna ilość energii, ale niewystarczająca, by stały się one prawdziwymi gwiazdami. Brązowe karły wysyłają znikome ilości promieniowania, więc niezmiernie trudno je odkryć. Astronomowie nie są ciągle pewni, gdzie znajduje się drugi koniec skali, tzn. jak ciężkie są najbardziej masywne gwiazdy. Najczęściej sądzi się, że tylko parę znanych gwiazd ma masy ponad sześćdziesięciokrotnie większe od Słońca. Prawdopodobnie żadna gwiazda nie przekracza stu mas Słońca.

9 Olbrzymy i karły Najmasywniejsze gwiazdy są jednocześnie najgorętsze i najjaśniej świecą. Postrzegamy je jako białe lub niebieskawe. Mimo olbrzymiej masy wyświecają swoje zasoby energetyczne uzyskiwane wskutek syntezy termojądrowej zaledwie w ciągu paru milionów lat. Gwiazdy o małych masach, które świecą słabym, czerwonym blaskiem, żyją przez miliardy lat, powoli zużywając paliwo. Czerwony karzeł Czerwony olbrzym, obok Słońce i Ziemia dla porównania rozmiarów

10 Olbrzymy i nadolbrzymy
Wiele jasnych gwiazd na niebie ma czerwoną bądź pomarańczową barwę (np. Aldebaran - oko byka w gwiazdozbiorze Byka, Arktur - najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Wolarza czy Antares w Skorpionie). Jak to możliwe, że te chłodne gwiazdy rywalizują na niebie z gorącymi, białymi gwiazdami, takimi jak Syriusz bądź Wega? Wydawałoby się, że świecenie z ich chłodnych powierzchni powinno być słabe w porównaniu z gorącymi gwiazdami. Rozwiązanie tej zagadki tkwi w ich rozmiarach, bowiem są to ogromne, rozdęte gwiazdy, które w pewnej chwili swego życia gwałtownie powiększyły się i są dużo większe od normalnych gwiazd. Z powodu swych ogromnych rozmiarów nazwane zostały olbrzymami i nadolbrzymami.

11 Olbrzymy i karły Poprzez gigantyczne powierzchnie olbrzymy wypromieniowują dużo więcej energii w porównaniu z normalnymi gwiazdami podobnymi do Słońca, mimo, że są one chłodniejsze. Gwiazdy normalne nazywa się karłami (w porównaniu z olbrzymami). Najczęściej zwykła gwiazda w czasie swej ewolucji jest zarówno olbrzymem jak i karłem w zależności od etapu rozwoju.

12 Porównywanie rozmiarów Słońca z rozmiarami czerwonego i białego karła (po lewej) oraz olbrzymów (po prawej). Białe karły mają rozmiary porównywalne do naszej Ziemi, ale są od niej milion razy gęstsze. Czerwone olbrzymy są większe od okołosłonecznej orbity ziemskiej. 1 Biały karzeł 2 Czerwony karzeł 3 Słońce 4 Czerwony olbrzym 5 Niebieski olbrzym

13 Diagram Hertzsprunga – Russella
Diagram Hertzsprunga – Russella to wykres o współrzędnych: absolutna wielkość gwiazdowa gwiazdy i temperatura atmosfery gwiazdy. Z diagramu można wnioskować jaki jest skład chemiczny gwiazdy, jaka jest jej wielkość i na jakim etapie ewolucji się znajduje. Źródło:

14 Diagram Hertzsprunga _Russella

15 Powstanie gwiazdy Gwiazdy powstają z obłoków pyłowo gwiazdowych wskutek kurczenia grawitacyjnego (kontrakcji). W trakcie kontrakcji obłok rozpada się na mniejsze samodzielnie kurczące się obszary nazywane globulami, które stają się pojedynczymi gwiazdami, które tworzą gromady lub asocjacje gwiazd. Kurcząc się globula się ogrzewa aż osiągnie moment równowagi, czyli stan w którym ciśnienie gazu równoważy siły grawitacji. Powstały obiekt nazywamy protogwiazdą. Protogwiazda ulega dalszemu kurczeniu się i powiększaniu przy ciągłym wypromieniowywaniu energii. Dalszy los takiej protogwiazdy zależy od jej masy. Gdy masa jest mniejsza od 1/12 masy Słońca, to świeci ona krótko kosztem energii grawitacji i stygnie przemieniając się w brązowego karła.

16 Gdy masa protogwiazdy jest nieco większa, kurczy się i w chwili gdy osiągnie temperaturę w centrum równą 10 mln K staje się właściwą gwiazdą. Dzięki tak wysokiej temp. może zachodzić cykl p-p (protonowo – protonowy), czyli synteza wodoru w hel. Gwiazda wchodzi w okres stabilności. Jeśli w jądrze gwiazdy jest wyższa temperatura niż 16 mln K, to zachodzi efektywniejszy energetycznie cykl węglowo – azotowy (C-N), który składa się z 6 reakcji, w których jądra atomowe węgla i azotu odgrywają rolę katalizatorów.

17 Dalszy rozwój gwiazdy Gdy wypali się wodór, dalszy los gwiazdy zależy od jej masy. Jeśli masa gwiazdy jest mniejsza od 0,4 masy Słońca, gwiazda po bardzo długim czasie, rzędu kilkudziesięciu mld lat przemienia się w białego karła. Gwiazdy ciągu głównego (patrz diagram Hertzsprunga -Russella) o masach od 0,4 do 2,5 razy większej od masy Słońca starzejąc się stają się czerwonymi olbrzymami. Następnie w wyniku gwałtownego spalenia helu często wytwarzają mgławicę planetarną, a same stają się białymi karłami. Gdy masa gwiazdy jest większa, po krótkim przebywaniu w ciągu głównym staje się ona nadolbrzymem, może stać się nową lub supernową a następnie kończy jako biały karzeł, gwiazda neutronowa (pulsar) lub czarna dziura, w zależności od masy pozostałego po wybuchu jądra.

18 Czas życia gwiazdy Im większa masa gwiazdy tym temperatura w jej wnętrzu jest wyższa i reakcje przebiegają gwałtowniej, a zatem czas życia na ciągu głównym jest krótszy. Czas życia Słońca na ciągu głównym to 10 mld lat, ponieważ świeci już tam 5 mld lat, to pozostała mu jeszcze połowa życia. Gwiazda, która ma masę 5 razy większą od Słońca w ciągu głównym przebywa 100 mln lat, o masie 20 razy większej 10 mln lat, a gwiazda której masa równa jest 0,1 masy Słońca żyje w ciągu głównym aż 100 mld lat i więcej i jest przykładem czerwonego karła.

19 Supernowa kosmiczne eksplozje, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach, bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny przyczyny wybuchu supernowej: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową w obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy Wybuch wywołuje falę uderzeniową rozchodzącą się w otaczającej przestrzeni, formując mgławicę – pozostałość po supernowej.

20 Gwiazda neutronowa jest końcowym etapem ewolucji gwiazd, które mają początkową masę od 2,5 do 8 razy większą od masy Słońca średnica równa kilkanaście kilometrów masa mniejsza od 2 mas Słońca ogromna gęstość 200 mln t/cm3 zbudowana głownie z neutronów na powierzchni znajduje się skorupa składająca się z żelaza i innych ciężkich jąder oraz elektronów niektóre gwiazdy neutronowe mają bardzo silne pole magnetyczne i szybko wirują, nazywane są pulsarami

21 Czarna dziura końcowy produkt ewolucji gwiazd najbardziej masywnych (od 8 do kilkudziesięciu mas Słońca) średnica ok. 6 km z czarnej dziury nic nie może się wydostać, nawet światło. jej masa może tylko rosnąć po zakończeniu reakcji termojądrowych materia gwiazdy ulega gwałtownemu kurczeniu się (kolaps grawitacyjny). Gdy jej powierzchnia pokrywa się z tak zwanym horyzontem zdarzeń przestaje być widoczna, lecz może się nadal kurczyć. Promień horyzontu zdarzeń odpowiada miejscu, skąd prędkość ucieczki w przestrzeń kosmiczną równa jest szybkości światła (c=3*108 m/s): R=2GM/c2.

22 Śmierć gwiazd Zwyczajna gwiazda, podobna do Słońca, świeci kosztem wyzwalanej energii podczas syntezy wodoru w jądrowym piecu, jakim jest jej wnętrze. Jednakże nawet te ogromne zasoby wodoru, z jakich zbudowana jest gwiazda, kiedyś się wyczerpią. Słońce zużyło już połowę swojego paliwa wodorowego w ciągu prawie 5 mld lat życia i nieuchronnie przez kolejne 5 mld cały wodór znajdujący się w jądrze zamieni się w hel. Co się wtedy stanie? Wraz z zakończeniem reakcji termojądrowych w jądrze gwiazda zaczyna gwałtownie się zmieniać. Synteza wodoru w hel zachodzi w cienkiej warstwie wokół jądra i w miarę wyczerpywania wodoru przesuwa się coraz bardziej ku powierzchni. W efekcie gwiazda zaczyna bardzo puchnąć. W tym samym czasie maleje jej temperatura powierzchniowa. W ten sposób powstaje czerwony olbrzym lub czerwony nadolbrzym. Ten etap życia przechodzą wszystkie gwiazdy.

23 Śmierć gwiazdy Dalsze koleje życia gwiazd są odmienne, jednak każda gwiazda osiąga wiek sędziwy i umiera. Jak długo żyje zależy od jej początkowej masy. Masywne gwiazdy szybko przechodzą przez życiowe momenty zwrotne i kończą życie widowiskową eksplozją. Zupełnie inaczej jest z gwiazdami podobnymi do Słońca - pod koniec życia zaczynają się kurczyć, ostatecznie stają się bardzo gęstymi białymi karłami i znikają nam z oczu. Podczas przemian od czerwonego olbrzyma w białego karła gwiazda zwykle odrzuca części zewnętrzne w postaci gazowej warstwy kulistej, odsłaniając w ten sposób jądro. Odrzucona materia świeci jasno, gdyż jest intensywnie ogrzewana przez odchudzoną gwiazdę. Temperatura powierzchniowa gwiazdy, leżącej w środku może dochodzić nawet do °C. Otaczający ją bąbel świecącego gazu zwany jest mgławicą planetarną, gdyż ujrzany przez małą lunetkę do złudzenia przypomina tarczę planety. W rzeczywistości jest oczywiście zupełnie innym obiektem!

24 Ewolucja dwóch typów gwiazd
Koleje życia dwóch różnych gwiazd. U góry przedstawiono etapy życia od narodzin do śmierci gwiazd tak masywnych, że wybuchają jako gwiazdy supernowe i kończą życie jako gwiazdy neutronowe, a być może jako czarne dziury. U dołu pokazano cykl życia gwiazdy o masie podobnej do słonecznej. Materia odrzucona przez gwiazdy w czasie ich ewolucji powraca do mgławicy, wzbogacając ją o pierwiastki cięższe od helu. Ten proces przedstawiają schematycznie szerokie niebieskie strzałki. Powstające w mgławicy nowe pokolenie gwiazd będzie miało już troszkę inny skład chemiczny.

25 Bibliografia P. Walczak, G. F. Wojewoda, Fizyka i astronomia, zakres podstawowy, podręcznik, cz. 3, wyd. OPERON, Gdynia 2007

26 DZIĘKUJĘ ZA UWAGĘ!!