Ewolucja gwiazd

Jak i z czego powstają gwiazdy?

Chmury gazowo-pyłowe Skład: 75% wodoru i 25% helu Typy mgławic: " odbiciowe " emisyjne " ciemne

Mgławice odbiciowe Gromada otwarta Plejady Swiatło gwiazd rozprasza się na pyle i gazie

Mgławice emisyjne Mgławice emisyjne emitują promienieniowanie dzięki gorącym gwiazdom typu O i B, których promieniowanie UV jonizuje wodór. M16 - mgławica Orzeł

Asocjacje typu OB Gromadę młodych gwiazd typu O i B, która “napędza” mgławice emisyjne nazywamy asocjacją OB M8 - mgławica Laguna

Ciemne mgławice Chętniej rozpraszane jest światło o krótszych długościach fali. Dlatego zachód Słońca jest czerwony Pył i gaz blokują promieniowanie obiektów znajdujących się za nimi

Mgławica Koński Łeb Ciemna mgławica na tle mgławicy emisyjnej

Jak jeszcze wykrywać mgławice? Neutralny wodór promieniuje na falach radiowych 21 cm Kiedy elektron zmienia swój spin emituje przy tym foton

Jak to się zaczyna? Mgławice gazowo-pyłowe są na ogół stabilne grawitacyjne. Coś powoduje jednak niestabilność! Fala uderzeniowa wywołana najczęściej przez supernową.

Obłok molekularny 10 4 M  R~1Pc

„Obcy” ksenon! " W chondrulach znaleziono małe ziarna zbudowane z diamentów lub węglika krzemu. Świadczą o tym, że pierwiastki cięższe od helu zostały wyprodukowane we wnętrzu kilkanastu gwiazd starszych od Słońca " W ziarnach tych więziony jest ksenon o unikalnym (identycznym dla różnych ziaren) składzie izotopowym (ksenon-HL), świadczy to o jednorazowym sprężeniu pierwotnej mgławicy przez wybuch gwiazdy supernowej. " Te małe ziarenka zanieczyszczone ksenonem stanowią relikt z czasów przed uformowaniem się Protosłońca

" Obłok M ~10 4 M  R~1Pc T~10K n~10 2 /cm -1 H 2 CO CS CO NH 3 HC 3 N " Jądra obłoku: M ~10 M  R~0.1Pc T~10K n~10 4 /cm -1 " Masa Jeansa – masa wystarczająca do kolapsu

Dyski protoplanetarne wokół innych gwiazd - obserwacje M42 w Orionie

Model rozwoju Układu Słonecznego. Mgławica pierwotna – początki kondensacji planet

Chondryt węglisty skład chemiczny dokładnie taki jak Słońca (oprócz gazów)

Gwiazdy powstają najczęściej w grupach

Jak powstają gwiazdy w M16? EGG = Evaporating Gaseous Globulae Promieniowanie UV pobliskich gwiazd

Jak powstają gwiazdy w M16? EGG = Evaporating Gaseous Globulae Promieniowanie UV odsłania gęstsze i wstępnie już skolapsowane obszary

Jak powstają gwiazdy w M16? EGG = Evaporating Gaseous Globulae Protogwiazda może się oddzielićod mgławicy

Protogwiazdy Rodząca się gwiazda otoczyna dyskiem gazowo-pyłowym mogącym zawierać planety.

Etapy w życiu protogwiazdy Proces powstawania gwiazdy o masie Słońca

Etapy w życiu protogwiazdy Tak to wygląda na diagramie HR

Walka z grawitacją Całe życie gwiazdy to ciągła walka z grawitacją. Dąży ona do skurczenia gwiazdy. Gdy protogwiazda się kurczy wzrasta temperatura w jej wnętrzu. Co stanie się, gdy temperatura osiągnie wartość15 milionów stopni?

Rozkład Maxwella

Oddziaływania silne i elektromagnetyczne P rotony odpychają się jeśli znajdują się daleko od siebie. Co stanie się jednak jak zbliżymy je dostatecznie blisko? Czy możemy to zrobić?

Okno Gamowa Prawodopodbieństwo przełamania bariery coulombowskiej rośnie szybko wraz z energią, lecz zgodnie z rozkładem Maxwella ilośćprotonów maleje wraz z wrastającą energią.

Skąd bierze się energia? Energia wiązania w jądrze atomowym na jeden nukleon rośnie do liczby masowej około 50, a potem maleje.

Skąd bierze się energia? Energię możemy uzyskiwać przez łączenie atomów lekkich i rozpady atomów ciężkich. Korzystniejsza energetycznie jest synteza. To dlatego bomba wodorowa jest lepsza od atomowej.

Cykl proton -proton Źródło energii gwiazd podobnych lub mniejszych od Słońca

Reakcje cyklu ppI ppII ppIII

Cykl CNO Źródło energii gwiazd masywniejszych od Słońca. Masa > 1.1 masy Słońca, T > 16 mln. K

Porównanie p -p i CNO

Inne reakacje:

Protogwiazda osiaga na ciągu głównym

Równania opisujące budowę wnętrza gwiazdy

Transport energii " Konwekcja " Promieniowanie " Przewodnictwo W gwiazdach przewodnictwo nie odgrywa prawie żadnej roli, bo współczynnik przewodnictwa gazów jest praktycznie równy zeru.

Konwekcja

Czyli temparatura w poruszającym się elemencie musi malećwolniej niż w otoczeniu. Matematycznie mówiąc gradient temperatury w warstwach otaczających element musi być większy od abiabatycznego gradientu temperatury T' materii wewnątrz wędrującego elementu.

Konwekcja

Promieniowanie

Ostateczny zestaw równań

Transport energii - promieniowanie i konwekcja

Jak długo żyje gwiazda na ciągu głównym? " Związanie 4 jąder H w jedno He dostarcza 26.7 MeV energii " Jedno jądro H waży MeV " Wytworzenie jednego jądra helu to ubytek masy:

Diagram HR Dlaczego te gwiazdy są tak jasne pomimo tego, że są tak chłodne? Dlaczego te gwiazdy są tak słabe pomimo tego, że są tak gorące?

Diagram HR -promienie gwiazd Gwiazdy leżące na diagonali mają podobne promienie

Diagram HR i zależność masa -jasność Zależność prawdziwa tylko dla gwiazd ciągu głównego !!!

Co się dzieje po wyczerpaniu zapasów wodoru w jądrze? W trakcie palenia wodoru wzrasta ciężar cząsteczkowy materii, co powoduje zmniejszenie ciśnienia. Jest to kompensowane skurczeniem się jądra, zwiększeniem temperatury. Wzrasta przez to tempo reakcji i gwiazda lekko się rozdyma

Co się dzieje po wyczerpaniu zapasów wodoru w jądrze? Między 7 a 8 gwiazda jest podolbrzymem. Jądro kurczy się i ogrzewa, reakcje termojądrowe zachodzą tylko w cienkiej warstwie otaczającej jądro. Wzrost gradientu temperatury prowadzi do puchnięcia gwiazdy.

Co się dzieje po wyczerpaniu zapasów wodoru w jądrze? W okolicach punktu 8 temperatura powierzchni jest na tyle mała, że pojawia się nieprzezroczystość. Promieniowanie nie jest dobrym sposobem transportu energii więc pojawia się konwekcja. Wydajny mechanizm transportu energii jakim jest konwekcja prowadzi do dużego wzrostu jasności gwiazdy (8 -9)

Struktura czerwonego olbrzyma

Etap palenia helu W punkcie 9 temperatura niewielkiego jądra helowego przekracza 100 milionów stopni. W takich warunkach rozpoczyna się synteza helu.

Proces 3 alfa

Tempo reakcji w procesie 3 alfa jest bardzo czułe na temperaturę. 1. Reakcje zachodzą w niewielkim obszarze! 2. W wysokich temperaturach i dużych gęstościach gaz helowy może stać się wybuchowy. Niewielki wzrost temperatury może spowodować gwałtowne zapalenie się jądra helowego tzw. błysk helowy

Gaz zdegenerowany W przypadku niewielkich gwiazd temperatura w ich wnetrzu nie osiąga dużych wartości. Gęstośćjest jednak ogromna, co sprzyja degeneracji gazu. Co to jest gaz zdegenerowany?

Zakaz Pauliego W sześciowymiarowej przestrzeni położeń i pędów komórkę o objętości h*h*h, gdzie h jest stałą Plancka, mogą zajmowaćco najwyżej dwie cząstki, różniące się kierunkiem spinów

Ciśnienie gazu zdegenerowanego

Błysk helowy U małomasywnych gwiazd helowe jądro jest zdegenerowane. Termostat nie działa. Zapoczątkowanie reakcji 3 alfa zwiększa temperaturę, ale nie zwiększy ciśnienia. Proces narasta lawinowo! Kończy się gdy wzrastająca temperatura zniesie degeneracje.

Drogi ewolucyjne Błysk helowy Zapoczątkowanie reakcji -> wzrost temperatury -> puchnięcie jądra -> obniżenie temeratury warstwy palącej wodór -> obniżenie tempa produkcji energii -> spadek jasności -> konrtakcja warstw zewnętrznych

Gałąź horyzontalna Kolejny stabilny etap w ewolucji gwiazdy. Osiada ona na tzw. gałęzi horyzontalnej.

Superolbrzymy Po wyczerpaniu zapasów helu w jądrze etapy są niejako powtórzeniem ewolucji po wyczerpaniu wodoru w jądrze (8-9)

Superolbrzymy Struktura wewnętrzna gwiazdy jest bardziej złożona.

Superolbrzymy

Różne masy -różna ewolucja " Gwiazdy o masach mniejszych niż 0.8 masy Słońca nie są w stanie zapoczątkować procesu 3 alfa " Gwiazdy o masach z przedziału masy Słońca nie są w stanie zapalićwęgla w jądrze " Gwiazdy o masie większej niż 3 masy Słońca zapalają węgiel w jądrze (T > 600 mln K)

Dalsza ewolucja gwiazd podobnych do Słońca Rekombinacja wodoru w warstwach zewnętrznych nadolbrzyma dostarcza energii i prowadzi do dalszego rozdęcia gwiazdy. To przesuwa warstwę rekombinującą wgłąb i dostarcza jeszcze więcej energii. Proces przyspiesza i gwiazda odrzuca swoje warstwy zewnątrzne odsłaniając gorące jądro (11-12).

Mgławice planetarne Odsłonięte gorące jądro węglowo -tlenowe

Mgławice planetarne są ładne Mgławica M57 w gwiazdozbiorze Lutni. Odległość 3000 lat św.

Mgławice planetarne są ładne Mgławica M27 (Hantle) w gwiazdozbiorze Liska. Odległość 850 lat św.

Mgławice planetarne są ładne Mgławica Abell 39 w gwiazdozbiorze Herkulesa. Odległość7000 lat świetlnych.

Mgławice planetarne są ładne Mgławica IC 418. Odległość2000 lat świetlnych.

Mgławice planetarne są ładne IC 4406

Mgławice planetarne są ładne

Co dzieje się potem? W miarę jak odsłania się gorące jądro mgławicy gwiazda przsuwa się w kierunku dużych temperatur (11-12).

Co dzieje się potem? Pomiędzy 12 a 13 węglowo -tlenowe jądro cały czas szybko się kurczy pod wpływem własnej grawitacji.

Co dzieje się potem? W punkcie 13 kolaps jest powstrzymany przez ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego (zakaz Pauliego!). Powstaja trwała konfiguracja: biały karzeł

Białe karły Bardzo trwała konfiguracja. Biały karzeł tylko stygnie i nie zmienia swoich rozmiarów. Biały karzeł ma masę typowo masy Słońca i rozmiary Ziemi! 1 cm3 materii z białego karła ważyłby na Ziemi 10 ton !!!

Białe karły

Białe karły - masa Chandrasekhara

Białe karły Syriusz -najjaśniejsza po Słońcu gwiazda na niebie - tworzy układ podwójny. Syriusz B to właśnie biały karzeł. Biały karzeł

Ewolucja gwiazd masywnych Gwiazdy ponad trzykrotnie masywniejsze od Słońca są w stanie zapalić węgiel w jądrze. Wszystko się jednak kończy na Fe (A=56) Synteza jąder Fe jest procesem endotermicznym!!!

Ewolucja gwiazd masywnych

Jądro gwiazdy gwiazdy kurczy się i podgrzewa. W temperaturze mld. K zaczyna się fotodezintegracja żelaza. Jest to proces silnie endotermiczny i odbiera otoczeniu całą energię. Jądro zapada się jeszcze szybciej!

Neutronizacja materii

Neutronizacja jest nieodwracalna, bo rozpady beta nie mogą zachodzić. Powstające w jej wyniku elektrony miałyby zbyt małe energie (nie ma dla nich miejsca w przestrzeni fazowej). Proces neutronizacji prowadzi do powstawania coraz słabiej związanych jąder. Dla gęstości rzędu 10^14 g/cm3 energia wiązania maleje do zera i jądra rozpadaja się na swobodne neutrony.

Gwiazdy neutronowe Neutrony też są fermionami i obowiązuje je zakaz Pauliego. To powstrzymuje zapadanie się jądra. Powstaje obiekt złożony głównie z neutronów o promieniu kilku kilometrów i masie 1-2 mas Słońca. 1cm3 materii z gwiazdy neutronowej ważyłby na Ziemi miliard ton !!!

Gwiazdy neutronowe

Supernowe Materia neutronowa jest nieściśliwa! Obadające warstwy zewnętrzne odbijają się gwałtownie od gwiazdy neutronowej. Gwiazda wybucha jako supernowa! Ilość wyemitowanej energii jest porównywalna z energią emitowaną przez całą galaktykę (milrady gwiazd)!

Supernowa SN1987A w LMC Przed wybuchem Po wybuchu

Supernowa w odległej galaktyce Ciekawostką jest fakt, że mieszkańcy owej galaktyki mogli nawet nie wiedzieć, że w ich sąsiedztwie wybuchła supernowa.

Pozostałości po supernowych Młoda Stara M1 Krab r.

Krzywe zmian blasku supernowych Różne typy krzywych sugerująrózne mechanizmy. SN1987A

Supernowe i gwiazdy neutronowe Pozostałość po supernowej wraz z gwiazdą neutronową. Zdjęcie wykonane w promieniach X.

Bardzo masywne gwiazdy Grawitacja gwiazd o masie przynajmniej 10 mas Słońca jest w stanie przełamaćciśnienie zdegenerowanych neutronów. Powstaje czarna dziura. Czym jest czarna dziura?

Czarne dziury

Krótkie podsumowanie

Testowanie modeli Gromady otwarte są młode Plejady

Gromady otwarte Chi i h Per M37 M52

Diagramy HR dla gromad otwartych Prawie wszystkie gwiazdy leżą jeszcze na ciągu głównym. Wiek wyraża się więc w milionach lat.

Diagramy HR dla gromad otwartych

Gromady kuliste Omega Cen M13 M56

Diagramy HR dla gromad kulistych " NGC 6362

Jaki jest wiek gromad kulistych? " NGC 6362 " Wiek: 12 miliardów lat!

W gromadach kulistych są białe karły Białe karły w gromadzie M4

Skąd wiemy, że to białe karły?