Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pulsary jako laboratoria gęstej materii Michał Bejger, 20.09.08.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Pulsary jako laboratoria gęstej materii Michał Bejger, 20.09.08."— Zapis prezentacji:

1 Pulsary jako laboratoria gęstej materii Michał Bejger,

2 Co to jest pulsar? Obiekt o silnym polu magnetycznym, obracający się wokół osi nawet setki razy w ciągu sekundy

3 Odkrycie PSR B , okres s Mgr Jocelyn Bell: w 1967r. za pomocą radioteleskopu w Jordell Bank. W 1974r. jej promotor, Anthony Hewish dostaje nagrodę Nobla. Regularne pulsy początkowo brano za sygnał satelity szpiegowskiego a nawet pozaziemskiej cywilizacji... Okładka płyty Joy Division (1979)

4 Co odpowiada za pulsacje? Początkowo proponowano różne teorie: (układ podwójny, drgania powierzchni gwiazdy...) Rotacja zwartej gwiazdy z silnym polem magnetycznym: model latarni morskiej

5 Porównanie siły pól magnetycznych występujących w przyrodzie Pole magnetyczne Ziemi0.6 G Magnes żelazny100 G Stabilne pola magnetyczne w laboratoriach4 x 10 5 G Najsilniejsze pola magnetyczne w laboratoriach10 7 G Najsilniejsze pola magnetyczne w normalnych gwiazdach10 6 G Typowe pola radiopulsarów10 12 G Magnetary10 14 – G (1 G = T)

6 Magnetosfera pulsara Wirujący dipol magnetyczny, emisja promieniowania: elektrony przyśpieszane wzdłuż linii pola (pulsar w mgławicy Craba )

7 Radiowe obserwacje pulsacji PSR B : uśredniony profil pulsu pierwszego milisekundowego pulsara (641Hz) PSR B PSR B (0.714 sek.)

8 Populacja pulsarów radiowych

9 Pulsary: rozkład na niebie (czerwone kropki: pulsary milisekundowe, kółka: w układach podwójnych)

10 Pulsary w Galaktyce Narodziny w płaszczyźnie Galaktyki Prędkości nawet 1500 km/s

11 Cykl życiowy pulsarów

12 Diagram P vs dP/dt odpowiednik diagramu Hertzsprung-Russella

13 Pulsary milisekundowe Gwiazdy w sile wieku (>10 7 lat), o słabym polu magnetycznym (~10 8 G) Bardzo regularne pulsy: (dP/dt)/P ~ s -1 Rozkręcanie poprzez akrecje materii w układzie podwójnym Zapalanie materii: emisja twardego promieniowania)

14 Centralny mechanizm pulsara: gwiazda neutronowa Masa ~1.5 masy Słońca Promień ~10 kilometrów Grawitacja~100 miliardów razy większa od ziemskiej Średnia gęstość~100 milionów ton na cm 3 Ciśnienie centralne~10 30 atmosfer Rotacja do 700 obrotów na sekundę, tzn. prędkość na równiku ~ 0.1c prędkości światła

15 Materia ziemska Atomy – rozmiar atomu m = 1mm/10mln Jądro atomowe – rozmiar ok. 1 fm ( m) Elektrony – daleko od jądra

16 Własności materii jądrowej Siły jądrowe: przyciągające dla większych odległości odpychające dla mniejszych energia symetrii – neutron z protonem bardziej się przyciągają niż neutron z neutronem Siły elektromagnetyczne – odpychanie się protonów

17 Stabilność jąder Jądra stabilne mają zbliżone liczby neutronów i protonów Zachwianie tej równowagi prowadzi do rozpadu jąder Neutron uderza w jądro Jądro deformuje się i po sek rozpada się na dwa jądra Jądra te emitują neutrony oraz promieniowanie gamma (okres sek) Następnie jądra osiągają stan równowagi emitując elektrony (cząstki beta) w dłuższym czasie (sekundy –lata)

18 Supergęsta materia jądrowa Skład materii – duża liczba neutronów Liczba protonów równoważona liczbą elektronów. Zakaz Puliego – fermiony nie mogą znajdować się w tym samym stanie Każdy dodatkowy fermion powoduje zwiększenie energii równowaga to minimum energii Korzystne zachodzenie reakcji: p + e n + neutronizacja materii

19 Model materii Model materii jądrowej (neutronowej): oparty w znacznej części na eksperymencie poniżej gęstości g/cm 3 oparty na teorii i częściowo na eksperymencie w przedziale gęstości g/cm 3 oparty niemal całkowicie na teorii powyżej gęstości g/cm 3 Elementy modelu materii jądrowej : występujące cząstki i ich energia (masa) – możliwość istnienia cząstek niestabilnych na Ziemi rodzaj oddziaływań między cząstkami

20 Równanie stanu materii Model gęstej materii jądrowej podaje Główne wielkości opisujące materię: skład – rodzaj występujących cząstek ilość cząstek w jednostce objętości n gęstość masy (energii) ciśnienie P Zależność ciśnienia od gęstości P( ) - równanie stanu

21 Sztywność równania stanu Miękkie (sztywne) równanie stanu – określona zmiana ciśnienia powoduje dużą (małą) zmianę gęstości. miękkie sztywne F F g =

22 Jak otrzymać model gwiazdy? grawitacja ciśnienie materii P=-Gm r /r 2 Równanie budowy gwiazdy w ramach Ogólnej Teorii Względności ostatni człon powoduje zwiększenie siły grawitacji istnienie masy maksymalnej gwiazdy

23 Wewnątrz gwiazdy neutronowej dla gęstości większych od gęstości jądrowej wiedza nt. składu materii jest niekompletna

24 Relatywistyczne układy podwójne gwiazd neutronowych Pierwszy tego typu obiekt, PSR , odkryty przez R. A. Hulse'a i J. H. Taylora w 1974r. (nagroda Nobla w 1993r.) Okres pulsara: 59ms Ruch periastronu: 4.2 o /rok (dla porównania, ruch peryhelium Merkurego: 43 '' /100 lat) Okres orbitalny: 7.75 godziny! Testy Ogólnej Teorii Względności

25 Pierwszy układ podwójny pulsarów: PSR J , w którym obie gwiazdy są widoczne jako pulsary o okresach 23ms i 2.8s Masy: oraz 1.25 mas Słońca Okres orbitalny: 2.4 godziny! Efekty OTW: Zbliżają się do siebie o 7mm/dzień! Ruch periastronu: 17 o /rok !!!

26 Testy Ogólnej Teorii Względności Układ PSR J Pomiary efektów relatywistycznych (post-Keplerowskich): poczerwienienia grawitacyjnego, ruch periastronu, zmiany okresu orbitalnego, efektu Shapiro, zgodne z OTW z dokładnością 0.1% !

27 Model materii jądrowej a parametry gwiazd neutronowych TeoriaObserwacje

28 Obserwacje mas gwiazd neutronowych

29 Model materii jądrowej a parametry gwiazd neutronowych


Pobierz ppt "Pulsary jako laboratoria gęstej materii Michał Bejger, 20.09.08."

Podobne prezentacje


Reklamy Google