Teoria ewolucji gwiazd (najpiękniejsza z teorii) dr Tomasz Mrozek Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

Prolog

Teoria z niczego Dla danego obiektu możemy określić: Ilość światła widmo położenie

Ciało doskonale czarne Ciało, którego promieniowanie opisane jest prawem Plancka:

Ciało doskonale czarne

Widma ciągłe, emisyjne, absorpcyjne Obiekt promieniujący jak ciało doskonale czarne Obłok materii Obserwator widzi widmo absorpcyjne Obserwator widzi widmo ciągłe Obserwator widzi widmo emisyjne

Co nam daje analiza widmowa? skład chemiczny (obecność charakterystycznych linii widmowych klasyfikacja typów widmowych gwiazd (z układu linii widmowych) określenie klas jasności (z szerokości linii absorpcyjnych) pomiar prędkości radialnych gwiazd (dopplerowskie przesunięcie linii) pomiar rotacji gwiazd (z poszerzenia linii) pomiar wypływu/dopływu masy w gwieździe (z asymetrii linii) pomiar pól magnetycznych na gwiazdach (z efektu Zeemana)

Linie absorpcyjne serii Balmera H  n=2 to n=6 410.2 nm H  n=2 to n=5 434 nm H  n=2 to n=4 486.1 nm H  n=2 to n=3 656.3 nm H  n=2 to n=7 397 nm

Kryterium klasyfikacji widm wygląd widma gwiazdy zależy od jej temperatury efektywnej (powierzchniowej) O B A F G K M 28,000- 50,000 K 10,000- 28,000 K 7,500- 10,000 K 6,000- 7,500 K 5,000- 6,000 K 3,500- 5,000 K 2,500- 3500 K Prawo Stefana-Boltzmana promieniowania ciała doskonale czarnego L – moc promieniowania gwiazdy o promieniu R i temperaturze powierzchniowej T 1872 – klasyfikacja Harvardzka typy O B A F G K M; ( podtypy 0 – 9) OH, BE A FINE GIRL, KISS ME

Klasyfikacja widm według temperatury

Gwiazdy w labolatorium Obecność pewnych linii w widmie gwiazdy, to swoisty „temperaturowy odcisk palca”. Dane przejście energetyczne w atomie możliwe jest tylko w odpowiedniej temperaturze. Natężenie linii 50,000K 10,000K 6,000K 4,000K 3,000K O0 B0 A0 F0 G0 K0 M0 M7 He II He I H Ca II TiO Zmiany względnych natężeń linii wybranych pierwiastków w zależności od temperatury powierzchniowej gwiazdy

Klasyfikacja widm według temperatury

Barwy gwiazd

Barwy gwiazd G - Capella K - Polluks K-Aldebaran O -  Ori M F Procjon Betelgeuse B - Rigel A - Syriusz

Powstanie diagramu H-R 1905 i 1912 – E. Hertzsprung i H.N.Russell niezależnie wprowadzili systematykę gwiazd – diagram HR dysponowali wiedzą o typie widmowym (temperaturze) i wielkości absolutnej (mocy promieniowania) gwiazd m – wizualna wielkość gwiazdowa M – absolutna wielkość gwiazdowa L – moc promieniowania gwiazdy o promieniu R i temperaturze powierzchniowej T Oryginalny diagram Russella – gwiazdy nie są bezładnie rozrzucone

Teoretyczny diagram H-R W obrębie danego typu widmowego obserwuje się obiekty o różnej jasności

Klasyfikacja Morgana-Keenana klasy jasności – grupy gwiazd o podobnej budowie i podobnych własnościach określana z szerokości linii absorpcyjnych (olbrzymy mają węższe linie widmowe) położenie gwiazdy na diagramie HR określamy podając jej typ widmowy i klasę jasności Słońce – G2V

Teoria ewolucji gwiazd tłumaczy wszystkie obserwowane cechy diagramu H-R Obserwowane grupy gwiazd zależą tak naprawdę od czasu jaki gwiazda o danej masie spędza w danym stadium ewolucji

Narodziny gwiazd

Narodziny gwiazd M 16 - mgławica w gwiazdozbiorze Orła - widoczne obszary, gdzie powstają gwiazdy Przypomnieć nazwy tych struktur… Słupy rodzące czy coś takiego. dodać jeszcze trochę zdjęć takich obłoków. Spitzer?

Ewolucja gwiazd na diagramie H-R

Ewolucja gwiazd na diagramie H-R

Ewolucja gwiazd na diagramie H-R Miejsce, gdzie gwiazda „osiada” na ciągu głównym także zależy od jej masy Zbyt duża masa – gwiazda niestabilna 15 MS 0.16 5 MS 0.7 Moc promieniowania 2 MS 8 1 MS 30 0.5 MS 100 Ciąg główny Zbyt mała masa na utworzenie gwiazdy Temperatura

Źródła energii – cykl p-p 61H+  4He++ + 2e+ + 2 + 2 + 21H+

Bilans energetyczny cyklu p-p Przed reakcją: 4 protony Sumaryczna masa początkowa = 6.693 x 10-27 kg Po reakcji: jądro helu 2 pozytony 2 neutrina Sumaryczna masa końcowa = 6.645 x 10-27 kg Różnica mas = 0.048 x 10-27 kg Obliczenia pokazują, że masa jądra Mj jest mniejsza niż suma mas jego składników Ten niedobór masy powstał w czasie tworzenia się jądra z części składowych. Kosztem części energii spoczynkowej składników jądra powstała inna energia o tej samej wartości, która została wydzielona na zewnątrz. Energię tę wyrazimy następująco (na podstawie wzoru E = m × c2 Ta sama ilość energii byłaby potrzebna do rozbicia jądra na jego części składowe. Energię tę nazywamy energią wiązania jądra atomowego. Niedobór masy jest miarą energii wiązania; im większy jest niedobór masy, tym silniej są związane nukleony w jądrze, tym więcej energii trzeba dostarczyć, żeby dane jądro rozbić na części składowe. Energia wiązania jest więc wielkością charakteryzującą trwałość jądra. Powstały deficyt masy jest równoważny energii wiązania nowopowstałego jądra helu To jednocześnie ilość energii potrzebna na rozbicie jądra helu na części składowe i... 2 kwanty gamma … zgodnie z E = mc2 Różnica mas jest równoważna energii ... Energia = 0.43 x 10-11 J …a to energia dwóch kwantów gamma

Gwiazda w równowadze hydrostatycznej Równowaga… grawitacja ciśnienie Gwiazda w równowadze hydrostatycznej Reakcje syntezy zachodzące w jądrze powodują obniżenie ciśnienia centralnego (zmniejsza się liczba cząstek) Podniesienie temperatury do wymaganej przez warunek równowagi hydrostatycznej nastąpi tylko przez wzrost temperatury Wzrost temperatury może nastąpić tylko wskutek skurczenia się jądra Wzrost temperatury zwiększa ustalony uprzednio gradient temperatury Gradient nie może być zbyt duży (trzeba by odprowadzać więcej energii niż produkowane jest w jądrze) Gwiazda dostosowuje więc gradient temperatury do mocy promieniowania – może to zrobić tylko poprzez zwiększenie promienia Ciągła walka grawitacji i ciśnienia Ciśnienie gazu - maleje, bo zmniejsza się liczba cząstek Ciśnienie promieniowania – zmienia się wraz ze zmianą tempa reakcji Stan równowagi to najdłuższy okres w życiu gwiazdy

Kiedy wypala się wodór… na czym polega rozdymanie gwiazdy

Kiedy wypala się wodór… Reakcje 3-alfa

Cebula Produkty kolejnych reakcji są przetwarzane w następnych reakcjach Ostatnim produktem powstającym we wnętrzach gwiazd jest żelazo obrazek z cebulą. co się gdzie pali… jakie pierwiastki powstają

Mgławice planetarne Może dodać trochę o etapie niestabilności, pulsacjach. co się dzieje kiedy równowaga przestaje działać

Mgławice planetarne NGC 3132 – the Eight Burst Nebula (planetary)

Mgławice planetarne

Ewolucja gwiazd na diagramie H-R W kółkach – białe karły

Ewolucja gwiazd na diagramie H-R Wybuch supernowej 1987 w LMC Synteza pierwiastków ciężkich H – He – C – Ne – O – Si – Fe – Ni tu powstaliśmy

Supernowe Typ I - brak linii wodoru Typ Ia - linie Si II na 615,0 nm Typ Ib - linie He I na 587,6 nm Typ Ic - słabe lub brak linii helu Typ II - obecne linie wodoru Typ II-P Typ II-L

Mgławica Krab – pozostałość po wybuchu supernowej w 1054 r.

Supernowe coś o energiach

Testowanie teorii Teoretyczne tory ewolucyjne gwiazd. Gwiazdy o największej mocy znajdują się w najwyższym punkcie ciągu głównego, gwiazdy najmniej masywne – na samym dole. W miarę starzenia się wszystkie gwiazdy odsuwają się od ciągu głównego. Im masywniejsza gwiazda tym szybciej ewoluuje

Testowanie teorii Gromady gwiazd są najlepszym źródłem danych do sprawdzania teorii ewolucji gwiazd.

Testowanie teorii Możemy założyć, że wszystkie gwiazdy w gromadzie są jednakowego wieku Punkt odejścia gwiazd od ciągu głównego daje nam dobre oszacowanie wieku gromady

Testowanie teorii Im starsza gromada, tym krótszy ciąg główny (wiele gwiazd opuściło ciąg główny) Im wyżej znajduje się punkt odejścia, tym młodsza jest gromada

Podsumowanie M < 0,08 M brązowy karzeł (masa za mała nagwiazdę) M < 1,2 M H–He (T~100 mln K) 1,2 M< M < 2,5 M H–He–C (T~300 mln K) M > 2,5 M H–He–C–Ne-O-Si-Fe-Ni M > 8 M kontrakcja rdzenia czarna dziura

Jedna teoria dla wszystkich zjawisk

KONIEC