Ewolucja Wszechświata Wykład 9

Slides:



Advertisements
Podobne prezentacje
Źródła zmian ewolucyjnych
Advertisements

Krzywa rotacji Galaktyki
Radioźródła pozagalaktyczne
Ewolucja Wszechświata Wykład 10 Gwiazdy neutronowe
Ewolucja Wszechświata Wykład 8 Ewolucja gwiazd
Ewolucja Wszechświata Wykład 8
O obrotach ciał niebieskich
GALAKTYKI.
GALAKTYKI Galaktyki to skupiska układów planetarnych, gwiazd i mgławic. Gwiazdy grupują się w galaktyki dzięki siłom grawitacji. Wszystko, co znajduje.
test wyboru Ewolucja Wszechświata
test wyboru Ewolucja Wszechświata
Test wyboru Ewolucja Wszechświata Fizyka. zasady 40 pytań (40 x 50 sekund + 40 x 15 sekund) Każde pytanie ma 4 możliwe odpowiedzi. Odpowiedzi prawidłowych.
Ewolucja Wszechświata Wykład 8
Ewolucja Wszechświata Wykład 9
Ewolucja Wszechświata Wykład 8
Ewolucja Wszechświata Wykład 10 Supernowe
Ewolucja Wszechświata Wykład 9 Gwiazdy neutronowe
Ewolucja Wszechświata Wykład 8 Ewolucja gwiazd
, Prawo Gaussa …i magnetycznego dla pola elektrycznego…
Barbara Bekman Warszawa
O świeceniu gwiazd neutronowych i czarnych dziur
EWOLUCJA GWIAZD.
Ewolucja gwiazd Joachim Napieralski Joachim Napieralski.
Pulsary jako laboratoria gęstej materii
EWOLUCJA GWIAZD Na podstawie diagramu Hertzsprunga - Russella.
Współcześnie na podstawie obserwacji stwierdza się, że Wszechświat ciągle się rozszerza, a to oznacza, że kiedyś musiał być mniejszy. Powstaje pytanie:
Na przekór grawitacji B. Czerny.
Gwiazdy.
Ewolucja Gwiazd.
Życie i śmierć gwiazd.
Ziemia we wszechświecie . Kształt i wymiary Ziemi.
Ewolucja i klasyfikacja
.pl Galaktyki.
Adam Tomaszewski TOŚ III rok
Życie gwiazd Spis treści 1.Czym jest gwiazda 2.Typy gwiazd |
Instytut Inżynierii Materiałowej
Ewolucja gwiazd - – białe karły, czarne dziury
Życie rodzi się gdy gwiazdy umierają
Sens życia według… gwiazd dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny
„Trzeba jeszcze mieć w sobie chaos, aby móc zrodzić tańczącą gwiazdę.”
Przygotował: Dawid Biernat
Czarne Dziury Wykonała: Wioleta Pieteruczuk.
Droga Mleczna.
Ziemia we Wszechświecie
Opracowała: Klaudia Kokoszka
Nasza Galaktyka.
PRZYGOTOWAŁA PROJEKT:
Czarna dziura Patryk Olszak.
JOWISZ JOWISZ.
Historia Późnego Wszechświata
BRĄZOWE KARŁY.
Gwiazdy neutronowe Gwiazda w końcowym etapie swojej ewolucji, zbudowana ze zdegenerowanych neutronów. Obiekt o rozmiarach rzędu km, masie zbliżonej.
Wczesny Wszechświat Krzysztof A. Meissner CERN
Gwiazdy i galaktyki.
SŁOŃCE.
Ewolucja w układach podwójnych
Gdzie odległość mierzy się zerami Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny, UWr Zakład Fizyki Słońca, CBK PAN.
Budowa i ewolucja gwiazd
Równowaga hydrostatyczna
FIZYKA KLASA I F i Z Y k A.
centralne ciało Układu Słonecznego
Mroczna Przyszłość Ziemi
SŁOŃCE Nasza najbliższa gwiazda.. Słońce jest gwiazdą centralnego Układu Słonecznego. Krąży wokół niej Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate.
Ewolucja i budowa Wszechświata Data Wykonał: Mateusz Wujciuk Zarządzanie i Inżynieria Produkcji Wydział Górnictwa i Geoinżynierii Akademia Górniczo-Hutnicza.
Opracował Aleksander Hebda
SŁOŃCE.
ODKRYWAMY WSZECHŚWIAT
Diagram HR Ewolucja gwiazd małych 9 mld lat1 mld lat Spalanie wodoru w jądrze Spalanie wodoru w warstwie otaczającej jądro Błysk helowy Spalanie helu.
Krzywa rotacji Galaktyki
Zapis prezentacji:

Ewolucja Wszechświata Wykład 9

Diagram HR

Ewolucja gwiazd małych 9 mld lat 1 mld lat Jądro kurczy się Gwiazda odrzuca zewnętrzne warstwy Mgławica planetarna Błysk helowy Spalanie helu w jądrze Spalanie wodoru w warstwie otaczającej jądro Jądro stygnie – brak paliwa Spalanie wodoru w jądrze Biały karzeł

Ewolucja 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. Symulacje powstawania gwiazd: http://www.ukaff.ac.uk/movies.shtml

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

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

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

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

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

Jądro staje się gwiazdą neutronową Gwiazdy neutronowe Neutrony też są fermionami Powstaje zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu, które zatrzymuje proces kontrakcji. Jądro staje się gwiazdą neutronową Obiekt o promieniu około 10 - 20 km, masie równej 1 – 2 mas Słońca i gęstości miliarda ton na cm3! 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.

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

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

Gwiazdy neutronowe Wielokrotne zmniejszenie promienia powoduje znaczny wzrost prędkości rotacji. W czasie kurczenia jądra zostaje zachowany moment pędu. 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.

Supernowa Gwiazda wybucha jako 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

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

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

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

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. 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!

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

Wielkości gwiazd -porównanie

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

Ewolucja gwiazd - podsumowanie Masa gwiazdy

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

Gromady gwiazd Gromady otwarte 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

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

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

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

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

Gwiazdy neutronowe Gwiazda w końcowym etapie swojej ewolucji, zbudowana ze zdegenerowanych neutronów. Obiekt o rozmiarach rzędu 10 - 20 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).

Gwiazdy neutronowe Gwiazda neutronowa rodzi się jako obiekt bardzo gorący, o temperaturze wnętrza T ~ 1011 K Szybko stygnie – już po roku temperatura spada do T ~ 109 K Gęstość materii we wnętrzu gwiazdy neutronowej rośnie od kilku g/cm3 na powierzchni do ~ 1015 g/cm3 w jej centrum. Ogromna siła grawitacji powoduje, że już na głębokości kilku metrów gęstość materii przekracza 106 g/cm-3. 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.

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.

Gwiazdy neutronowe 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 Centaur X-3. Rentgenowski układ podwójny gwiazdy neutronowej i błękitnej gwiazdy o masie 10 - 40 mas Słońca. Świat Nauki, styczeń 1994

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

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.

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 = 1.27376349759 s Niebawem odkryto następne o okresie T=0.033 s Okres zmian zbyt mały,aby wytłumaczyć pulsacje przez efekt zaćmieniowy w układzie podwójnym lub oscylacje gwiazdy. Rozwiązanie: Rotacja małej gwiazdy ze źródłem promieniowania znajdującym się na jej powierzchni. Tak szybki obrót mogła wytrzymać tylko hipotetyczna supergęsta gwiazda neutronowa o promieniu około 10 km.

Odkrycie pulsarów Początkowo podejrzewano związek pulsarów z pozaziemskimi cywilizacjami – blokada informacyjna zarządzona przez władze Brytyjskiej Marynarki Królewskiej. Pierwsze pulsary były opatrywane inicjałami LGM (od Little Green Man). 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.

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 1012 razy. Tak więc gwiazdy neutronowe obdarzone są gigantycznymi polami magnetycznymi.

Promieniowanie pulsarów 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. Kształt impulsów podobny dla wszystkich długości fal, wskazuje, że źródło emisji jest w jednym miejscu gwiazdy.

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

Promieniowanie pulsarów Wypromieniowanie energii odbywa się kosztem energii kinetycznej ruchu obrotowego pulsara. Prędkość kątowa maleje, a okres obrotu wydłuża się w tempie T/T = 10-15. Systematyczne wzrastanie okresu czasami zakłóca nagłe zmniejszenie jego wartości. Glicz, czyli trzęsienie gwiazdy

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.

Promieniowanie pulsarów Zmniejsza się eliptyczność jądra i krystaliczna skorupa traci podtrzymujące ją podłoże. Pulsar systematycznie spowalnia swoją rotację 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.