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

nierównowaga cieplna cieplna skala czasu ewolucji

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

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

lokalne zmiany składu chemicznego w wyniku syntezy jądrowej

lokalne zmiany składu chemicznego w wyniku syntezy jądrowej jądrowa skala czasu faza ciągu głównego

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

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

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

Utrata masy ciąg główny

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

Utrata masy przez izolowane gwiazdy ciąg główny wiatr słoneczny

Utrata masy przez izolowane gwiazdy ciąg główny wiatr słoneczny wiatry gwiazdowe napędzane ciśnieniem promieniowania Nieuvenhuijzen & de Jager (1990) ZAMS TAMS Brassan i in. (1994) 30 26.2 60 35.1

Utrata masy na gałęzi czerwonych olbrzymów Wzór Reimersa

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

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

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

KONWEKCJA W GWIAZDACH CIĄGU GŁÓWNEGO

Pas ciągu głównego dolne (teoretyczne) ograniczenie na masę: ~0.08MS=80MJ

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

Koniec fazy ciągu głównego Środek przerwy Hertzsprunga

Koniec fazy ciągu głównego 3.67 1.7 mld lat później

Tory ewolucyjne od ZAMS do zapalenia helu

Ewolucja Słońca orbity planet względna obfitość wodoru w centrum

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

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

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

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

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

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

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

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

Reakcje w zaawansowanych fazach ewolucji gwiazd masywnych Burbidge2, Fowler & Hoyle (1957)

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

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

Produkcja ciężkich izotopów przez przechwyt neutronów procesy s i r 47