Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna po wyczerpaniu paliwa jądrowego lub w wyniku niestabilności.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna po wyczerpaniu paliwa jądrowego lub w wyniku niestabilności."— Zapis prezentacji:

1 Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna po wyczerpaniu paliwa jądrowego lub w wyniku niestabilności

2 nierównowaga cieplna cieplna skala czasu ewolucji

3 Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna zmiany składu chemicznego lokalne przemiany jądrowe mieszanie makroskopowe dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania

4 Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna zmiany składu chemicznego lokalne przemiany jądrowe mieszanie makroskopowe dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania

5 lokalne zmiany składu chemicznego w wyniku syntezy jądrowej

6 jądrowa skala czasu faza ciągu głównego

7 Zasięg mieszania pierwiastków w wyniku konwekcji granica jądra konwektywnego granica obszaru mieszanego zasięg przestrzeliwania (overshooting)

8 Zasięg mieszania pierwiastków w wyniku konwekcji granica jądra konwektywnego granica obszaru mieszanego zasięg przestrzeliwania (overshooting) zmiany obfitości:

9 Zmiany obfitości związane z dyfuzją baro-termo-dyfuzja Słońce: białe karły DA: przekaz pędu absorbowanych fotonów gwiazdy Ap

10 Utrata masy ciąg główny

11 Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna zmiany składu chemicznego utrata i akrecja masy lokalne przemiany jądrowe mieszanie makroskopowe dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania

12 Utrata masy przez izolowane gwiazdy ciąg główny wiatr słoneczny

13 Utrata masy przez izolowane gwiazdy ciąg główny wiatr słoneczny wiatry gwiazdowe napędzane ciśnieniem promieniowania Nieuvenhuijzen & de Jager (1990) ZAMSTAMS Brassan i in. (1994)

14 Utrata masy na gałęzi czerwonych olbrzymów Wzór Reimersa

15 Bardzo duża utrata masy Gałąź asymptotyczna: do 90% Składniki ciasnych układów podwójnych

16 struktura ewolucyjnych modeli gwiazd równania struktury warunki brzegowe takie jak dla modeli równowagowych

17 FAZA CIĄGU GŁÓWNEGO Początek (ZAMS): jednorodny rozkład obfitości wodoru i helu Ewolucja w jądrowej skali czasu dominuje cykl CNO, konwekcja w jądrze dominuje cykl pp, konwekcja w głębokiej otoczce

18 KONWEKCJA W GWIAZDACH CIĄGU GŁÓWNEGO

19 Pas ciągu głównego dolne (teoretyczne) ograniczenie na masę: ~0.08M S =80M J

20 OD WYCZERPANIA WODORU W CENTRUM DO POCZĄTKU SYNTEZY WĘGLA W CYKLU 3 α Granica Schönberga-Chandrasekhara Największa względna masa izotermicznego jądra Przerwa Hertzsprunga – ewolucja w skali cieplnej

21 Koniec fazy ciągu głównego Środek przerwy Hertzsprunga

22 Koniec fazy ciągu głównego 1.7 mld lat później 3.67

23 Tory ewolucyjne od ZAMS do zapalenia helu

24 względna obfitość wodoru w centrum orbity planet Ewolucja Słońca

25 FAZA PALENIA HELU W JĄDRZE elektrony zdegenerowane –początek eksplozywny Początek: Pętle na diagramie H-R z dala od centrum ( chłodzące neutrina)

26 Tory ewolucyjne gwiazd o małej masie w fazie palenia helu w jądrze pas RR Lyrae ZAHB

27 Tory ewolucyjne gwiazd masywnych od ZAMS do do końca palenia helu w jądrze czas życia w mln lat

28 KOŃCOWE FAZY EWOLUCJI drogi do fazy białych karłów 1. krótka ( bez powrotu na gałąź czerwonych olbrzymów) 2. długa przez AGB

29 Droga do fazy białych karłów przez fazy AGB i postAGB niestabilność i pulsy cieplne

30 Karakas i in. (2002) Schemat struktury wewnętrznej gwiazdy na AGB Mieszanie produktów cykli CNO i 3 α, swobodne neutrony, ciężkie pierwiastki tworzone w procesach s

31 Białe karły większość Struktura warstwowa cienka otoczka: H, He, C,... elektrony nie zdegenerowane jądro: C+O elektrony zdegenerowane

32 He Prosty model białego karła (Mestel, 1954) otoczka politropowa Izotermiczne jądro C+O pełna nieralat. degeneracja H Ewolucja bez zmian promienia, świecenie na koszt energii wewnętrznej jonów

33 Reakcje w zaawansowanych fazach ewolucji gwiazd masywnych Burbidge 2, Fowler & Hoyle (1957)

34 KOŃCOWE FAZY EWOLUCJI supernowe typów II Ib, Ic pozostałości zwarte brak gwiazda neutronowa czarna dziura lub brak

35 Fe Si Fe O Si C Ne Ne O,Si He C,O H He Skład chem. Pop. I Schemat struktury chemicznej gwiazdy tuż przed wybuchem supernowej typu II

36 Produkcja ciężkich izotopów przez przechwyt neutronów procesy s i r 47


Pobierz ppt "Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna po wyczerpaniu paliwa jądrowego lub w wyniku niestabilności."

Podobne prezentacje


Reklamy Google