O świeceniu gwiazd neutronowych i czarnych dziur

Slides:



Advertisements
Podobne prezentacje
Źródła zmian ewolucyjnych
Advertisements

Warunek równowagi hydrostatycznej
Metody Pomiaru Neutronów dla Tokamaków
Ewolucja Wszechświata Wykład 10 Gwiazdy neutronowe
Czarne dziury w astronomii
B. Czerny Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika w Warszawie
Ewolucyjny status gwiazd typu W UMa Kazimierz Stępień Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego.
Czarne dziury i fale grawitacyjne
Silnie oddziałujące układy nukleonów
Widma optyczne klasycznych radiogalaktyk
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 9
Ewolucja Wszechświata Wykład 9 Gwiazdy neutronowe
FIZYKA dla studentów POLIGRAFII Fale elektromagnetyczne
, Prawo Gaussa …i magnetycznego dla pola elektrycznego…
FIZYKA III MEL Fizyka jądrowa i cząstek elementarnych
Podstawowe treści I części wykładu:
Barbara Bekman Warszawa
Neutrina z supernowych
EWOLUCJA GWIAZD.
Przygotował: Marcin Uzarski
Ewolucja gwiazd Joachim Napieralski Joachim Napieralski.
Pulsary jako laboratoria gęstej materii
Niezwykłe efekty w pobliżu czarnych dziur. Czarna dziura: co to jest? Rozwiązanie sferycznie symetryczne (statyczne, Karl Schwarzschild 1916) Metryka:
EWOLUCJA GWIAZD Na podstawie diagramu Hertzsprunga - Russella.
Na przekór grawitacji B. Czerny.
Prążki w widmach kwazarów
Ewolucja Gwiazd.
Teoria ewolucji gwiazd
Dyfuzyjny mechanizm przyspieszania cząstek promieniowania kosmicznego: proste modyfikacje teorii Wykład 3.
Życie gwiazd Spis treści 1.Czym jest gwiazda 2.Typy gwiazd |
Po co LOFAR?. 120 MHz – 240 MHz 15 MHz – 75 MHz.
Życie rodzi się gdy gwiazdy umierają
Sens życia według… gwiazd dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny
Gwiazdy Podwójne IS Szymon Zimorski.
Przygotował: Dawid Biernat
Czarne Dziury Wykonała: Wioleta Pieteruczuk.
Opracowała: Klaudia Kokoszka
Gwiazdowy kod kreskowy.
PULSACJE GWIAZDOWE Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz, semestr zimowy 2009/
CZARNA DZIURA MACIEJ FRĄCKOWIAK.
Promieniowanie Cieplne
Czarna dziura Patryk Olszak.
JOWISZ JOWISZ.
Historia Późnego Wszechświata
Historia Wczesnego Wszechświata
Gwiazdy neutronowe Gwiazda w końcowym etapie swojej ewolucji, zbudowana ze zdegenerowanych neutronów. Obiekt o rozmiarach rzędu km, masie zbliżonej.
Wstęp do Astrofizyki Wysokich Energii
Dyfuzyjny mechanizm przyspieszania cząstek promieniowania kosmicznego Wykład 2.
Wczesny Wszechświat Krzysztof A. Meissner CERN
SŁOŃCE.
Teoria promieniowania cieplnego
Agnieszka Janiuk Centrum Astronomiczne PAN Zjazd PTA Dyski akrecyjne a ewolucja dżetów.
Rozkład Maxwella i Boltzmana
Ewolucja w układach podwójnych
Rozpad . Q   0,5 MeV (rozpad  ) Q   2,5 MeV (rozpad  )
Astrofizyka z elementami kosmologii
Promieniowanie Roentgen’a
Budowa i ewolucja gwiazd
Równowaga hydrostatyczna
centralne ciało Układu Słonecznego
WIDMO FAL ELEKTROMAGNETYCZNYCH
Perspektywy detekcji fal grawitacyjnych Tomasz Bulik.
mgr Eugeniusz Janeczek
SŁOŃCE.
Diagram HR Ewolucja gwiazd małych 9 mld lat1 mld lat Spalanie wodoru w jądrze Spalanie wodoru w warstwie otaczającej jądro Błysk helowy Spalanie helu.
Perspektywy detekcji fal grawitacyjnych
Zapis prezentacji:

O świeceniu gwiazd neutronowych i czarnych dziur Tomek Bulik

Chłodzenie Czarne dziury – promieniowanie Hawkinga

Chłodzenie – gwiazdy neutronowe Historia termiczna gwiazdy Pomiar temperatury – analiza widma Skład chemiczny atmosfery Wpływ pola magnetycznego Atmosfery niezjonizowane

Widma Juett 2002 Ciało doskonale czarne + widmo potęgowe

Widmo – linie cyklotronowe Widmo rengtgenowskie pulsara 1E1207.4-5209

Yakovlev 2002

Gwiazda kwarkowa? RX J1856.5 3754 T=60eV R=3.8- 8.2 km

Energia grawitacyjna - akrecja Układy podwójne (BH, NS) Mało masywne LMXB Masywne HMXB Masywne czarne dziury Efektywność:

Dyski akrecyjne Tarcie Transport momentu pędu Emisja z wewnętrznego brzegu Oscylacje Gorąca korona Zmienność

Akreujące gwiazdy neutronowe Słabe pola magnetyczne Mocne pola magnetyczne Promień Alfvena Akrecja na czapy magnetyczne Linie cyklotronowe

Kształty pulsów, widma:

Reakcje jądrowe Błyski rentgenowskie

Rotacja Pulsary radiowe: Pomiar P, dP/dt, ... Ewolucja pulsarów

Rotujący Dipol Gdzie zachodzi przyspieszanie czastek?

Diagram P , dP/dt

Znane pulsary gamma:

Widma: Wiekszość emisji w zakresie GeV.

Energia rotacji czarnej dziury - błyski gamma?

Kolapsar - hipernowa Masywna gwiazda Szybka rotacja Kolaps – powstaje czarna dziura Pole magnetyczne Torus materii Akrecja i mechanizm Blandforda-Znajka

Energia pola magnetycznego

Gigantyczne rozbłyski 5 marca 1979 27 sierpnia 1998

Pierwsze doniesienie – Jurek Borkowski, CAMK + INTEGRAL

Teorie Przejście fazowe Akrecja Rotacja Trzęsienie na powierzchni gwiazdy neutronowej Pole magnetyczne

Dlaczego pole magnetyczne? Duncan i Thompson, 1995, MNRAS, 275, 255 Dlaczego pole magnetyczne? Spowalnianie: P~8 s Pini~1 ms T~10000 lat Dipolowe promieniowanie EM

Dlaczego pole magnetyczne? Jasność – 105 LEddington

Dlaczego pole magnetyczne? Energia w 050379 – 5x1044 erg Rezerwuar energii w polu magnetycznym:

Dlaczego pole magnetyczne? Stała jasność rentgenowska LX=7x1035 erg/s Jakie pole potrzebne aby utrzymać taką jasność?

Źródła energii obiektów zwartych Ciepło Grawitacja Energia jądrowa Energia rotacji Pole magnetyczne