Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Astrofizyka z elementami kosmologii T.J. Jopek IOA UAM Tel 061 829 2778 Kom 607 737 620 Temat 08: Gwiazdy 1.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Astrofizyka z elementami kosmologii T.J. Jopek IOA UAM Tel 061 829 2778 Kom 607 737 620 Temat 08: Gwiazdy 1."— Zapis prezentacji:

1 Astrofizyka z elementami kosmologii T.J. Jopek IOA UAM Tel Kom Temat 08: Gwiazdy 1

2 W największym skrócie Gwiazda to kulisty gazowy obiekt o bardzo wysokiej temperaturze Syriusz A i B

3 A bardziej szczegółowo: Własności gwiazdy : światłosć (jasność), temperatura, rozmiar, przebieg ewolucji wyznaczone są przez jej masę.

4 Swiatłość (L) Poza atmosferą Ziemi (odległość od Słońca R S =149,6 Mkm), przez 1 m 2 powierzchni prostopadłej do kierunku propagacji promieni słonecznych, w każdej sekundzie przenika σ S = J energii, Przez sferę o promieniu R S w każdej sekundzie przenika energia z mocą L S = 4π R 2 S · σ S = · J s -1 ≈ 4· W

5 Źródło energii promienistej gwiazd Cykl p-p

6 Źródło energii promienistej gwiazd Cykl C-N-O

7 Wydajność reakcji jądrowych Cykl p-p Masa Słońca M S = 2·10 30 kg Masa 4 protonów 4p = · kg Masa jądra helu He = · kg różnica masy 4p – He Δm = · kg ułamek masy Δm /4p U = Zakładając, że Słońce składa się wyłącznie z wodoru Czas po którym Słońce wypromieniuje tę energię z mocą L S

8 Transport energii z wnętrza gwiazd Uwolniona w jądrze energia to głównie cząstki γ oraz ν neutrina opuszczają gwiazdy niemal bez żadnych przeszkód, kwanty γ nie mogą swobodnie opuścić gwiazd, transport ich energii odbywa się za pomocą dwóch mechanizmów:  drogą kolejnych pochłonięć i emisji fotonów o coraz to mniejszej energii,  w wyniku ruchów konwekcyjnych materii gwiazdowej.

9 Struktura gwiazdy : korona - warstwa przeźroczysta, najbardziej zewnętrzna Rezultat rozbłysku na powierzchni Słońca Gigantyczna eksplozja wyrzuca w przestrzeń Układu Planetarnego gorące masy gazu.

10 Struktura gwiazdy : chromosfera - przeźroczysta cienka warstwa gwiazdy: - grubość do 10 4 km, - temperatura od ·10 4 K Chromosfera w linii H α

11 Struktura gwiazdy : fotosfera - warstwa emitująca światło widoczne przez obserwatora, grubości ~ km temperatury 2.5· ·10 4

12 Struktura gwiazdy : strefa konwekcyjna obszar, w którym transport energii zachodzi wskutek konwekcyjnych ruchów materii we wnętrzu gwiazdy.

13 Struktura gwiazdy : strefa promienista obszar, w którym transport energii z wnętrza gwiazdy odbywa się poprzez propagację promieniowania gamma, metodą kolejnych pochłonięć i emisji fotonów o coraz to mniejszej energii.

14 Struktura gwiazdy : jądro – obszar najbardziej wewnętrzny, zachodzą w nim reakcje jądrowe, źródło energii promienistej gwiazdy.

15 Struktura gwiazdy

16 Skład chemiczny gwiazd Skład chemiczny gwiazd nie jest bardzo zróżnicowany wodór ~70%, hel ~27% pozostałe pierwiastki powstały we wnętrzu gwiazdy w gwiazdach o niższych masach do żelaza włącznie w gwiazdach masywnych, podczas ich wybuchów powstały pierwiastki chemiczne do uranu włącznie utworzone poza gwiazdami

17 Parametry fizyczne we wnętrzu typowej gwiazdy Gęstość, temperatura, ciśnienie silnie wzrastają w obszarach coraz bliższych centrum gwiazdy: kg m -3 < ρ < 2 · 10 5 kg m · 10 3 K < T < 1-5 · 10 7 K 10 6 N m -2 < p < 5 · N m -2 (Ciśnienie atmosferyczne na powierzchni Ziemi 10 5 N m -2)

18 Parametry fizyczne dla modelu Słońca r/R S r[km]T[K] 10 6  [kg m -3 ]M(r )/M S P[N m -2 ] x x x x x x x x x x x10 6

19 Średnie parametry fizyczne różnych gwiazd Masa: 0.1 M S < M < M S (M S =2·10 30 kg) Promień: 5·10 -3 R S

20 Swiatłość (L) Poza atmosferą Ziemi (odległość od Słońca R S =149,6 Mkm), przez 1 m 2 powierzchni prostopadłej do kierunku propagacji promieni słonecznych, w każdej sekundzie przenika σ S = J energii, Przez sferę o promieniu R S w każdej sekundzie przenika energia z mocą L S = 4π R 2 S · σ S = · J s -1 ≈ 4· W

21 Jasność gwiazd Obserwowana jasność gwiazdy zależy głównie od: jej światłości (ilości wypromieniowanej co sekundę energii) odległości gwiazdy od obserwatora. Obserwowana z powierzchni Ziemi jasność gwiazdy, nazywana jest jasnością widomą. Jest ona odpowiednikiem natężenia oświetlenia, W astronomii podajemy ją w jednostkach magnitudo, (miara jasności, wielkości gwiazdowej)

22 Wyznaczanie jasności gwiazd W paśmie radiowym ilość energii docierającej od danego obiektu mierzona jest w watach. W paśmie optycznym jasność obiektu wyznaczona jest poprzez porównanie jasności badanego obiektu z jasnościami grupy gwiazd wybranych jako świecące standardy. Początkowo porównywano jasności za pomocą oka, dowiązując jasność obiektu do skali wielkości gwiazdowych.

23 Wielkości gwiazdowe Współczesna skala wielkości gwiazdowych wywodzi się z klasyfikacji wprowadzonej w II w p.n.e. przez Hipparcha. Hipparch podzielił gwiazdy na 6 grup: najjaśniejsze przypisał do grupy pierwszej, najsłabsze do szóstej 1 m 2 m 3 m 4 m 5 m 6 m, m - magnitudo Zastosowanie teleskopu, fotografii wymagało rozszerzenia klasyfikacji Hipparcha, powstała ciągła skala wielkości gwiazdowych: m … m … m

24 Wielkości gwiazdowe W wieku wieku, astronomowie powiązali skalę wielkości gwiazdowych z natężeniem światła docierającego do obserwatora od gwiazd. John Herschel (~1830) zauważył, że w dowolnym miejscu skali magnitudo Np. I – jest ilością energii zarejestrowanej danym teleskopem

25 Wielkości gwiazdowe, wzory Pogsona W celu zachowania skali jasności wyrażonych w magnitudo, Pogson (1856) zaproponował dopasowanie jej do postaci Energetycznej, za pomocą wyrażenia lub w postaci logarytmicznej

26 Skala jasności gwiazd Różnica w wielkości gwiazdowej m 2 – m 1 Stosunek natężeń oświetlenia I m1 /I m

27 Punkt zerowy skali magnitudo dobrano tak by zgodnie z tradycją najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem miały wielkość 6 m. Przy takiej definicji najjaśniejsza gwiazdy Syriusz, ma jasność –1.5 m. Słońce m Galaktyka M31 w Andromedzie +4.3 m Księżyc w pełni-12.6 m Najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem m Wenus (max. jasności) -4.4 m Najjaśniejsza planetoida +6 m Mars (max. jasności) -2.8 m Najjaśniejszy kwazar m Jowisz (max. jasności) -2.7 m Pluton (max. jasność) +15 m Syriusz -1.5 m Zasięg CCD teleskopu 10m +27 m Wega 0.0 m Zasięg teleskopu Hubble’a +30 m

28 Absolutne wielkości gwiazdowe Jasność widoma (obserwowana) gwiazdy zależy od jej odległości. W celu porównania wydajności energetycznej gwiazd konieczna jest standaryzacja. Jasność absolutna to jasność gwiazdy obserwowanej z odległości 10 parseków. Podajemy ją tzw. absolutnych wielkościach gwiazdowych.

29 Jeśli dwie identyczne gwiazdy znajdują się w odległościach D 1 i D 2 od obserwatora, to ich jasności widome będą różne. Będzie tak gdyż widome natężenie oświetleń I 1 i I 2 jest odwrotnie proporcjonalne do kwadratów odległości D 1 i D 2 : Stąd różnica widomych jasności m 1 i m 2 wyraża się wzorem:

30 Podstawiając: D 1 = D, D 2 = 10, m 1 = m, m 2 = M (jasność absolutna) lub Wzór wiąże wielkość gwiazdową widomą m z absolutną M oraz z odległością gwiazdy D od obserwatora Jasność widoma i jasność absolutna

31 Jasności widome (obserwowane) i absolutne niektórych gwiazd Nazwa gwiazdy Jasność widoma (m) Jasność absolutna (M) Odległość (pc) Słońce Syriusz Kanopus Wega Rigel Procjon Altair Aldebaran Pollux Bellatrix

32 Systemy jasności gwiazd Wielkości gwiazdowe m, M wyznaczane są za pomocą różnych detektorów w różnych zakresach widma promieniowania EH. Dlatego podanym wartościom m, M musi towarzyszyć informacja w jakim systemie fotometrycznym jasności zostały wyznaczone: m V - jasności wizualne m ph - jasności fotograficzne m bol - jasności bolometryczne …

33 Energię wysyłaną przez gwiazdy we wszystkich długościach fali światła charakteryzuje tzw. wielkość gwiazdowa bolometryczna – m bol m bol nie jest otrzymywana bezpośrednio z obserwacji, jest obliczana z wielkości gwiazdowej np. w systemie m V oraz za pomocą poprawki bolometrycznej BC: m bol = m V +BC BC jest równa zeru dla gwiazd o temperaturze 6800 K. Dla Słońca BC wynosi ok. –0.07 mag. Jasności bolometryczne

34 Światłość L to całkowity strumień energii promienistej gwiazdy we wszystkich kierunkach w jednostce czasu. L S można wyznaczyć bezpośrednio tylko dla Słońca. L G dla gwiazd, obliczana jest przez porównanie bolometrycznych jasności absolutnych gwiazdy i Słońca. Światłość (moc promieniowania) gwiazd Ze wzoru Pogsona mamy Podstawiając L S = 1, M S = 4.72 dostaniemy:

35 Temperatura efektywna gwiazd Dysponując światłością L G gwiazdy, zakładając, że fotosfera emituje fale EH tak jak ciało doskonale czarne, mamy: R – promień gwiazdy, σ - stała Stefana T ef - temperatura efektywna gwiazdy 2.5 · 10 3 K < T ef < 5 · 10 4 K

36 Rozmiary liniowe gwiazd Związek między L oraz T ef możemy zastosować do Słońca i gwiazdy G kładąc L S = 1, R S = 1 5·10 -3 R S < R G < 3·10 2 R S (R S =7·10 8 m)

37 Porównanie rozmiarów gwiazd

38 Za pomocą teleskopów, nawet tych najpotężniejszych, nie można obserwować szczegółów na powierzchni gwiazd. Ze względu na ogromne odległości teleskopowe obrazy gwiazd mają charakter punktowy. „Dysk” gwiazdy jest rezultatem: seeingu, dyfrakcji, przeeksponowania, Wad optyki …

39 Wartości fizycznych i chemicznych parametrów gwiazd pochodzą z obesrwacji: - zmian jasności gwiazd (fotometria), - z analizy widm gwiazd (spektroskopia). Widma dostarczają podstawowych informacji: - o temperaturze i składzie chemicznym zewnętrznych warstw, - o ciśnieniu i gęstości atmosfery, - o prędkości radialnej i ruchu wirowym, - a także o natężeniu pola magnetycznego gwiazdy. Widma gwiazd

40

41 Klasyfikacja widmowa gwiazd Porównanie widm gwiazd β Perseusza i α Pegaza.

42 HβHβ HαHα He I Na 7000Å 4000Å Klasyfikacja widmowa gwiazd

43 Promieniowanie ciał doskonale czarnych o różnych temperaturach

44 Obserwacja jasności chłodnej gwiazdy w 3 różnych pasmach B, V, I m B – m V < 0.5 gwiazda chłodna

45 Obserwacja jasności gorącej gwiazdy w 3 różnych pasmach B, V, I m B – m V > 2.0 gwiazda gorąca

46 Klasyfikacja widmowa gwiazd

47

48 Diagram Hertzsprunga Russella typ widmowy – jasność absolutna Russell, Nature, 93, 252 (1914)

49 Diagram H-R Hertzsprunga Russella Temperatura – Światłość

50 Diagram Hertzsprunga Russella Temperatura – Światłość

51 Ewolucja gwiazdy na diagramie H-R Diagram H-R doskonale nadaje się do przedstawiania dróg ewolucyjnych gwiazd poszczególnych typów widmowych. Droga ewolucyjna gwiazdy o masie równej masie Słońca.

52 Droga ewolucyjna gwiazdy o masie równej masie Słońca 10 4 lat 10 7 lat 10 8 lat 10 9 lat lat

53 I etap ewolucji gwiazd o różnych masach

54 Dwa podstawowe schematy ewolucji gwiazd


Pobierz ppt "Astrofizyka z elementami kosmologii T.J. Jopek IOA UAM Tel 061 829 2778 Kom 607 737 620 Temat 08: Gwiazdy 1."

Podobne prezentacje


Reklamy Google