Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Ewolucja Wszechświata Wykład 9. Diagram HR Ewolucja gwiazd małych 9 mld lat1 mld lat Spalanie wodoru w jądrze Spalanie wodoru w warstwie otaczającej.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Ewolucja Wszechświata Wykład 9. Diagram HR Ewolucja gwiazd małych 9 mld lat1 mld lat Spalanie wodoru w jądrze Spalanie wodoru w warstwie otaczającej."— Zapis prezentacji:

1 Ewolucja Wszechświata Wykład 9

2 Diagram HR

3 Ewolucja gwiazd małych 9 mld lat1 mld lat Spalanie wodoru w jądrze Spalanie wodoru w warstwie otaczającej jądro Błysk helowy Spalanie helu w jądrze Gwiazda odrzuca zewnętrzne warstwyJądro kurczy się Mgławica planetarna Jądro stygnie – brak paliwa Biały karzeł

4 Ewolucja gwiazd Symulacje powstawania gwiazd: Obłok gazowy o masie 50 Słońc zaczyna zapadać się pod wpływem grawitacji. Tworzą się gwiazdy, niektóre z proto- planetarnymi dyskami. Początkowo obłok ma 1,2 lat świetlnych średnicy i temperaturę 10 K.

5 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

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

7

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

9 Ewolucja gwiazd masywnych W temperaturze 5 – 10 mld K zaczyna się proces fotodezintegracji jąder: 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. Jądra atomowe rozpadają się W procesie tym pobierana jest wielka energia Jądro gwiazdy zapada się coraz szybciej

10 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

11 Gwiazdy neutronowe Jądro staje się gwiazdą neutronową Powstaje zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu, które zatrzymuje proces kontrakcji. Neutrony też są fermionami Obiekt o promieniu około km, masie równej 1 – 2 mas Słońca i gęstości miliarda ton na cm 3 ! 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.

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

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

14 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.

15 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

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

17 Supernowa nukleosyntezaWyczerpanie zapasów i kontrakcja jądra Początek wybuchu W trakcie wybuchu maleje jasność i zmienia się barwa od niebieskiej do czerwonej Pozostała wirująca gwiazda neutronowa - pulsar

18 Supernowa Jej jasność porównywalna z jasnością całej galaktyki Zmienność jasności supernowej w czasie Wybuch supernowej w galaktyce Centaurus A Po kliknięciu na zdięciu uruchomi się film mpeg

19 Supernowa 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! 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.

20 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

21 Wielkości gwiazd -porównanie

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

23 Ewolucja gwiazd - podsumowanie Masa gwiazdy

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

25 Gromady otwarte Gromady gwiazd 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

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

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

28

29 Gromady gwiazd 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. Gromady kuliste

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

31 Populacje gwiazd Populacja II - gwiazdy starsze, występujące zwykle w obszarach pozbawionych gazu i pyłu takich jak gromady kuliste i jądra galaktyk. 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.

32 Gwiazdy neutronowe Gwiazda w końcowym etapie swojej ewolucji, zbudowana ze zdegenerowanych neutronów. Obiekt o rozmiarach rzędu km, masie zbliżonej do masy Słońca. Analogia do stanu podstawowego atomu. Neutrony zajmują najniższe poziomy energetyczne i one określają rozmiary gwiazdy, podobnie jak elektrony zajmujące najniższe stany energetyczne w atomie określają jego wielkość. Istnienie gwiazd neutronowych zostało przewidziane teoretycznie w 1938 r. (L. Landau), a pierwszych obserwacji dokonano w 1967 r. (odkrycie pulsara przez J. Bell i A. Hewisha).

33 Gęstość materii we wnętrzu gwiazdy neutronowej rośnie od kilku g/cm 3 na powierzchni do ~ g/cm 3 w jej centrum. Ogromna siła grawitacji powoduje, że już na głębokości kilku metrów gęstość materii przekracza 10 6 g/cm -3. Gwiazdy neutronowe Gwiazda neutronowa rodzi się jako obiekt bardzo gorący, o temperaturze wnętrza T ~ K Szybko stygnie – już po roku temperatura spada do T ~ 10 9 K Gwiazdy neutronowe powstają w wyniku zapadania grawitacyjnego centralnych rdzeni masywnych gwiazd (M > 8 mas Słońca), poprzedzającego wybuch supernowej. Mogą również powstawać w wyniku zapadania grawitacyjnego akreujących materię białych karłów.

34 Gwiazdy neutronowe Często gwiazdy neutronowe występują w układach podwójnych. Gaz z pobliskiego sąsiada może opadać na gwiazdę neutronową, przyciągany przez jej silne pole grawitacyjne. Gaz opada po spirali w środku, której znajduje się gwiazda neutronowa. Podczas opadania gaz tworzy dysk akrecyjny.

35 Akrecja na gwiazdę neutronową. Materia opadająca na gwiazdę w okolicach biegunów wytwarza duże ilości energii. W przestrzeń zostaje wysłane silne promieniowanie X. Świat Nauki, styczeń 1994 Gwiazdy neutronowe

36 Centaur X-3. Rentgenowski układ podwójny gwiazdy neutronowej i błękitnej gwiazdy o masie mas Słońca. Świat Nauki, styczeń 1994 Gwiazdy neutronowe

37 W czasie kurczenia jądra zostaje zachowany moment pędu. Wielokrotne zmniejszenie promienia powoduje znaczny wzrost prędkości rotacji. Gwiazdy neutronowe Ilustracja zachowania momentu pędu Kliknij na obrazek

38 Gwiazdy neutronowe Jądra znajdujące się w najbardziej zewnętrznej warstwie gwiazdy nie ulegają rozpadowi, lecz tworzą rodzaj skorupy krystalicznej materii jądrowej, utrzymującej materię gwiazdy w równowadze.

39 Odkrycie pulsarów W 1967 w Instytucie Astronomii Uniwersytetu w Cambridge prof. Hewish zajmował się błyskami źródeł promieniowania radiowego. Doktorantka Hewisha, Jocellyn Bell, zarejestrowała szybkozmienne źródło pulsujące z niezwykle precyzyjnym okresem powtarzalności: T = s Okres zmian zbyt mały,aby wytłumaczyć pulsacje przez efekt zaćmieniowy w układzie podwójnym lub oscylacje gwiazdy. Tak szybki obrót mogła wytrzymać tylko hipotetyczna supergęsta gwiazda neutronowa o promieniu około 10 km. Rozwiązanie: Rotacja małej gwiazdy ze źródłem promieniowania znajdującym się na jej powierzchni. Niebawem odkryto następne o okresie T=0.033 s

40 Pierwsze pulsary były opatrywane inicjałami LGM (od Little Green Man). Odkrycie pulsarów Początkowo podejrzewano związek pulsarów z pozaziemskimi cywilizacjami – blokada informacyjna zarządzona przez władze Brytyjskiej Marynarki Królewskiej. Dopiero stwierdzenie systematycznego wydłużenia się okresu obaliło hipotezę cywilizacji pozaziemskiej. Inicjały LGM zostały zastąpione przez PSR (od Pulsating Radio Source) Dzisiaj znamy ponad 700 pulsarów, obserwowanych w paśmie radiowym, a także optycznym, rentgenowskim i wysokoenergetycznym gamma.

41 Promieniowanie pulsarów W czasie grawitacyjnego zapadania gwiazdy zachowywany jest strumień pola magnetycznego. Ponieważ zapadająca się gwiazda neutronowa zmniejsza rozmiar około milion razy, jej pole powierzchni zmniejsza się razy. Tak więc gwiazdy neutronowe obdarzone są gigantycznymi polami magnetycznymi.

42 Promieniowanie pulsarów Kształt impulsów podobny dla wszystkich długości fal, wskazuje, że źródło emisji jest w jednym miejscu gwiazdy. Skorupa (crust) to jądra żelaza tworzące siatkę krystaliczną. Swobodne elektrony w skorupie krążą wokół linii pola magnetycznego, emitując skolimowaną wiązkę fal w zakresie od rentgenowskich do radiowych.

43 Promieniowanie pulsarów Wiązka promieniowania wiruje wokół osi obrotu gwiazdy – efekt latarni morskiej. Bieguny magnetyczne zwykle nie leżą na osi rotacji. Wiele gwiazd neutronowych nie obserwujemy w postaci pulsarów, ponieważ ich wiązki radiowe nigdy nie trafiają w Ziemię.

44 Promieniowanie pulsarów Prędkość kątowa maleje, a okres obrotu wydłuża się w tempie T/T = Wypromieniowanie energii odbywa się kosztem energii kinetycznej ruchu obrotowego pulsara. Systematyczne wzrastanie okresu czasami zakłóca nagłe zmniejszenie jego wartości. Glicz, czyli trzęsienie gwiazdy

45 Promieniowanie pulsarów Glicz - nagłe skrócenie okresu rotacyjnego spowodowane gwałtowanym zmniejszeniem momentu bezwładności. Nadciekłe jądro gwiazdy neutronowej, które w wyniku szybkiej rotacji jest eliptyczne, otoczone jest krystaliczna skorupą.

46 Promieniowanie pulsarów Pulsar systematycznie spowalnia swoją rotację Zmniejsza się eliptyczność jądra i krystaliczna skorupa traci podtrzymujące ją podłoże. Skorupa co jakiś czas pęka, załamuje się i opada na jądro. Promień gwiazdy neutronowej maleje ze wzrostem masy Maleje moment bezwładności i wzrasta prędkość kątowa Przyspieszenie okresu o jedną milionową część odpowiada zmniejszeniu się pulsara o jedną dziesiątą milimetra. Gdyby pulsara powiększyć do wielkości Ziemi, oznaczało by to, że w wyniku trzęsienia Ziemi jej powierzchnia nagle opadłaby wszędzie o jeden metr.


Pobierz ppt "Ewolucja Wszechświata Wykład 9. Diagram HR Ewolucja gwiazd małych 9 mld lat1 mld lat Spalanie wodoru w jądrze Spalanie wodoru w warstwie otaczającej."

Podobne prezentacje


Reklamy Google