Instytut Inżynierii Materiałowej wykład VII r. akad. 2006/2007 Fizyka Astrofizyka prof. Bogdan Walkowiak dr inż. Marta Kamińska Zakład Biofizyki Instytut Inżynierii Materiałowej Politechnika Łódzka Zakład Biofizyki

Od zarania dziejów Wszechświata, kiedy składający się prawie wyłącznie z wodoru i helu gaz chłodził się tworząc galaktyki, miało miejsce powstanie pierwszej generacji gwiazd... Zakład Biofizyki

Gwiazda Słowo gwiazda jest pochodzenia litewsko-słowiańskiego i pierwotnie oznaczało światło (w języku pruskim). W jezyku greckim gwiazda to αστρον (astron). Gwiazda to ciało niebieski będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii, w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej Wiek wielu gwiazd jest między miliardem a 10 miliardami lat. Wiek wielu gwiazd może być bliski wiekowi Wszechswiata -13.7 miliarda lat Gwiazdy w kierunku centrum naszej Galaktyki Zakład Biofizyki

Słońce - najbliższa gwiazda masa Słońca to Ms = 1.9889 * 1030kg, jego promień (równikowy) Rs = 6.959 * 108m, średnia gęstość Słońca jest niewielka i wynosi około 1 g/cm3 czyli tyle ile wynosi gęstość wody, produkowana jasność Słońca LS = 3.826 * 1026Js-1, temperatura we wnętrzu Słońca sięga Tc = (13.7 − 16.0) * 106K , a ciśnienie: Pc = 1.65 * 1016 Pa, Gwiazdy podobnego typu jak Słońce można uważać za idelany zjonizowany gaz wodorowy (71%) i helowy (27%). Słońce okrąża naszą galaktykę w odległości od 25,000 od 28,000 lat świetlnych od centrum galaktyki z średnią prędkością 217 km/s. Zakład Biofizyki

Wiele gwiazd jest związanych grawitacyjnie z innymi gwiazdami, tworząc układy podwójne lub gromady gwiazd. Gwiazdy nie są jednorodnie rozrzucone we Wszechświecie ale na ogól zgrupowane w galaktyki liczące setki miliardów gwiazd. Wokół niektórych gwiazd krążą planety. Gromada trapezowa - zalicza się do gromad otwartych. Są to zwykle młode gwiazdy, rzadko kiedy osiągające 100 mln lat Olbrzymia gromada kulista omega Centauri (NGC 5139) znajdująca się 16,5 tysiąca lat świetlnych od Słońca. Średnica o rozmiarach 620 lat świetlnych czyni omegę Centauri największą gromadą kulistą z poznanych w naszej Galaktyce. Powstała miliardy lat temu i zawiera setki tysięcy gwiazd. Z południowej półkuli jest wyraźnie widoczna gołym okiem Zakład Biofizyki

Powstawanie gwiazd gwiazda powstaje z obłoku pyłu i gazu, gdy w pewnym obszarze przestrzeni powstanie zagęszczenie obłoku pyłowo-gazowego. Ewolucja gwiazdy zaczyna się od gigantycznego obłoku molekularnego obłoki pyłowo-gazowe wypełniające galaktyki mogą zagęszczać się w wyniku lokalnej fluktuacji gęstości ale częściej dochodzi do zagęszczenia w wyniku "zderzenia" dwóch obłoków. Inicjatorem zagęszczania się materii obłoku może być silne promieniowanie elektromagnetyczne będące wynikiem wybuchu innej gwiazdy, powoduje ono ruch cząsteczek obłoku od jednej strony tworząc linowy wzrost zagęszczenia. Stopniowo obłok ten zaczyna się zapadać pod wpływem grawitacji – tworzy się protogwiazda Proces tworzenia się gwiazdy. Wewnątrz obłoku molekularnego powstaje wyraźne zagęszczenie wodoru i pyłu (1). W środku zagęszczenia tworzy się protogwiazda (2). Materia wypływa na zewnątrz z dwu biegunów protogwiazdy, a napływa na okolice równikowe (3). Nowo narodzona gwiazda jest otoczona gazowo-pyłowym dyskiem, z którego może ewentualnie powstać układ planetarny (4). Zakład Biofizyki

Powstawanie gwiazd Procesy formowania się gwiazd można obserwować w różnych galaktykach. Dość często zachodzą one w ramionach galaktyk spiralnych, ale czasami - jak w pokazanej tu galaktyce NGC4314 - mogą zachodzić w pierścieniu wokół jądra galaktyki. Zakład Biofizyki

Powstawanie gwiazd Jeśli dojdzie do zderzenia dwóch bliskich galaktyk, procesy gwiazdotwórcze stają się bardzo gwałtowne - to prawdziwe gwiezdne fajerwerki! Zderzające się galaktyki NGC 4038 i 4039. Fioletowo-niebieskie obszary to miejsca, gdzie tworzą się nowe gwiazdy. Zakład Biofizyki

Synteza pierwiastków (do. żelaza) Temperatura v miliony °K Astrofizyka gwiazd w wyniku zapadania grawitacyjnego obłoku rośnie gęstość i temperatura – rozpoczynają się reakcje termojądrowe   Synteza pierwiastków (do. żelaza) Temperatura v  miliony °K    gęstość  (kg/cm3)   Czas trwania syntezy H 40 0,006   10 milionów lat   He 190 1,1 1 milion lat C 740 240 12.000 lat N 1.600 7.400 12 lat O 2.100 16.000 4 lata S/Si 3.400 50.000 1 tydzień żelazne jądro 10.000   10.000.000   - Zakład Biofizyki

Ewolucja gwiazd Masa gwiazdy jest najważniejszym czynnikiem decydującym o szybkości reakcji termojądrowej i tym samym historii gwiazdy. Plejady - młode gwiazdy Istnieje minimalna masa, którą składające się z wodoru ciało niebieskie musi mieć by osiągnąć w swoim środku temperatury potrzebne do zaistnienia reakcji termojądrowych. Jest to około 0,08 masy Słońca. Obiekty o masie mniejszej niż ta są nazywane brązowymi karłami i nie są uważane za gwiazdy. Zakład Biofizyki

Ewolucja gwiazd Gwiazdy o masie większej niż podane minimum, po osiągnięciu wystarczającej gęstości, zaczynają spalać swój wodór, przekształcając go w hel w wyniku reakcji termojądrowych. Tempo tego procesu zależy przede wszystkim od masy gwiazdy. W zależności od masy początkowej protogwiazdy ewolucja gwiazdy może przebiegać kilkoma szlakami: 1) protogwiazda -> czerwony karzeł 2) protogwiazda -> gwiazda ciągu głównego typu naszego Słonca-> czerwony olbrzym -> mgławica planetarna -> biały karzeł 3) protogwiazda ->błękitny nadolbrzym ->czerwony olbrzym -> supernowa -> gwiazda neutronowa 4) protogwiazda ->błękitny nadolbrzym -> supernowa -> czarna dziura 5) protogwiazda ->błękitny nadolbrzym ->czarna dziura Zakład Biofizyki

Ewolucja gwiazd W dużym uproszczeniu ewolucję pojedynczej gwiazdy można podzielić na pięć etapów: kurczenie się fragmentu obłoku materii (stadium protogwiazdy), faza "spalania" wodoru w jądrze (gwiazda znajduje się na tzw. ciągu głównym) - to najdłuższy etap jej życia, faza olbrzyma lub nadolbrzyma (dla większości gwiazd jest to czerwony olbrzym albo nadolbrzym), odrzucenie otoczki lub wybuch supernowej, faza gwiazdy zdegenerowanej (biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura). Zakład Biofizyki

Podział cząstek elementarnych Ewolucja gwiazd Czas przebywania gwiazdy na ciągu głównym, kiedy w jej jądrze wodór zamienia się w hel, zależy przede wszystkim od jej masy. Generalnie, im gwiazda masywniejsza, tym szybciej ewoluuje. Masy gwiazd zawierają się w przedziale od 0,1 do około 100 mas Słońca. Natomiast czas życia gwiazd o różnych masach na ciągu głównym wynosi: 0,1 masy Słońca ----------- 20 bln lat 1 masa Słońca ----------- 9 mld lat 10 mas Słońca ----------- 13 mln lat Zakład Biofizyki

Ewolucja gwiazd Zakład Biofizyki Koleje życia dwóch różnych gwiazd. U góry przedstawiono etapy życia od narodzin do śmierci gwiazd tak masywnych, że wybuchają jako gwiazdy supernowe i kończą życie jako gwiazdy neutronowe, a być może jako czarne dziury. U dołu pokazano cykl życia gwiazdy o masie podobnej do słonecznej. Materia odrzucona przez gwiazdy w czasie ich ewolucji powraca do mgławicy, wzbogacając ją o pierwiastki cięższe od helu. Ten proces przedstawiają schematycznie szerokie niebieskie strzałki. Powstające w mgławicy nowe pokolenie gwiazd będzie miało już troszkę inny skład chemiczny. Zakład Biofizyki

Rozmiary gwiazd Zakład Biofizyki Porównywanie rozmiarów Słońca z rozmiarami czerwonego i białego karła (po lewej) oraz olbrzymów (po prawej). Rozmiary kątowe udaje się zmierzyć tylko blisko położonym olbrzymom i nadolbrzymom. Jeli dodatkowo znana jest odległoć do gwiazdy można policzyć jej rzeczywiste rozmiary. Zwykle astronomowie okrelają wielkoci bardziej odległych gwiazd, porównując temperaturę powierzchniową gwiazdy z jej jasnocią: większa promieniuje odpowiednio więcej energii (w tym samym czasie), a mniejsza o tej samej temperaturze powierzchniowej mniej. Białe karły mają rozmiary porównywalne do naszej Ziemi, ale są od niej milion razy gęstsze. Czerwone olbrzymy są większe od okołosłonecznej orbity ziemskiej. 1. Biały karzeł 2. Czerwony karzeł 3. Słońce 4. Czerwony olbrzym 5. Niebieski olbrzym Zakład Biofizyki

Nadolbrzymy Nadolbrzymy są gwiazdami mającymi masę od około 10 do 50 mas Słońca a promień może przekroczyć 100 promieni Słońca. Powszechnie uważa się, że gwiazdy zanim się zapadną w wybuchu supernowej do gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury przechodzą przez stadium czerwonego nadolbrzyma. W jego wnętrzu zachodzi synteza atomów helu w węgiel. Synteza ta uwalnia energię i gwiazda ma "chwilę oddechu". Jednakże, w gwieździe wielkości Słońca proces ten może zająć tylko parę minut! Struktura atomowa węgla jest zbyt mocna, by być dalej ściskana przez otaczającą go materię. Jądro staje się stabilne i koniec gwiazdy jest blisko. Zakład Biofizyki

Mgławice planetarne Po stadium czerwonego nadolbrzyma gwiazda zaczyna odrzucać swoje zewnętrzne warstwy, które utworzą rozmytą chmurę nazywaną mgławicą planetarną. Mgławica planetarna Pierścień (M 57) Mgławica „Kocie oko” Pod koniec pozostanie już tylko 20% początkowej masy gwiazdy, a gwiazda spędzi resztę swoich dni na stopniowym ochładzaniu się i kurczeniu, aż osiągnie średnicę zaledwie kilku tysięcy mil. Stanie się białym karłem. Zakład Biofizyki

Mgławica planetarna NGC 7027 Mgławice planetarne Mgławica planetarna bipolarna MyCn18 Jeśli centralna gwiazda mgławicy planetarnej jest podwójna, sama mgławica ma najczęściej strukturę bipolarną. Mgławica planetarna bipolarna M2-9 Zakład Biofizyki

Białe karły Biały karzeł jest to obiekt astronomiczny powstały po "śmierci" mało lub średnio masywnej gwiazdy (poniżej 1,4 masy Słońca), której jądro nie osiągnęło temperatury wystarczającej do zapłonu węgla w reakcjach syntezy termojądrowej Jądro to, pozbawione źródła energii, stopniowo ochładza się, emitując zgromadzone wcześniej ciepło a następnie zapada się ono pod własnym ciężarem osiągając tak ogromną gęstość, że jego materia wielkości kostki cukru, ważyłaby na Ziemi tonę (1 t/cm3), masa: od 0,2 do 1,5 mas Słońca, promień gwiazdy: od 5000 do 10000 km (około rozmiaru Ziemi) Zakład Biofizyki

Supernowa Terminem supernowa określa się kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę krytyczną, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Pozostałość po "Gwieździe Keplera", SN 1604 Zakład Biofizyki

Supernowa Zakład Biofizyki Po 10 latach od chwili wybuchu wokół supernowej 1987A widoczne są pierścienie świecącego gazu. Choć wydają się wzajemnie przecinać, jest to tylko złudzenie. W rzeczywistości każdy z nich leży w innej płaszczyźnie (zobacz film- ) Supernowa 1987A w 2 tygodnie po odkryciu. Zakład Biofizyki

Gwiazdy neutronowe Gwiazda neutronowa jest ostatnim szczeblem ewolucji gwiazd. Jest swego rodzaju ogromnym jądrem "atomowym". Jej rozmiar jest rzędu 10-15 km, masa 1 - 3 mas Słońca a średnia gęstość ρ ~ 1014 g/cm3. Gwiazda istnieje tak długo jak ciśnienie zdegenerowanego gazu nukleonów (przeważnie neutronów) jest w stanie przeciwstawić się zapadaniu grawitacyjnemu. Jeżeli pozostała po wybuchu supernowej gwiazda neutronowa ma masę większą od 3–5 mas Słońca, proces kurczenia się gwiazdy pod wpływem grawitacji postępuje dalej, aż gwiazda zapada się tworząc czarną dziurę. Zakład Biofizyki

Gwiazdy neutronowe Widoczna na zdjęciu Mgławica Krab (M1) jest pozostałością po supernowej, która wybuchła w roku 1054. Pozostała jedynie niewielka, szybko rotująca (30 obr/sek) gwiazda neutronowa, zwana pulsarem. Na zdjęciu po prawej pulsar, to jedna z dwu gwiazd widocznych nieco powyżej środka. Zakład Biofizyki

Czarna dziura czarna dziura - powstaje w wyniku zapadnięcia się w sobie gwiazdy neutronowej, masa: powyżej 3 mas Słońca, promień gwiazdy: kilka km, średnia gęstość: nieokreślona do nieskończoności. Obraz przedstawia: po lewej stronie zdjęcie galaktyki   NGC 7052 wykonane z teleskopu naziemnego. Po prawej wykonano powiększenie centrum galaktyki za pomocą teleskopu Hubble'a. Widoczny jest dysk akrecyjny otaczający prawdopodobnie supermasywną czarną dziurę. Zakład Biofizyki

Czarna dziura Dla przykładu, gdyby gwiazda o masie 10 mas Słońca miała być czarną dziurą, to miałaby promień 15 km (średnicę 30 km). Natomiast czarna dziura o masie Słońca miałaby promień równy 1,5 km (średnicę 3 km). A z naszej Ziemi byłaby czarna dziura o średnicy 3 cm. Dosyć trudno jest uwolnić się z więzów ziemskiego przyciągania. Do tego jest potrzebna siła ogromnej rakiety, która rozpędza ją do prędkości 11,2 km/s, umożliwiającej pokonanie przyciągania Ziemi. Gdybyśmy wylądowali na Słońcu i chcieli stamtąd uciec, musielibyśmy porządnie się rozpędzić (ponad 650 km/s). Powiedzmy, że mamy zamiar opuścić czarną dziurę, wtedy musielibyśmy pomknąć z prędkością równą prędkości światła lub większą (co fizycznie nie jest oczywiście możliwe). Czarna dziura wraz z dyskiem akrecyjnym - wizja artysty. Zakład Biofizyki