Ewolucja gwiazd - – białe karły, czarne dziury Ku czemu zmierza gwiazda gdy wyczerpuje się wodór? Alicja Tomków

Plan wystąpienia: Co to jest gwiazda? Narodziny gwiazdy; Fizyczne podstawy ewolucji gwiazd; Okres dojrzały; Starość gwiazd; Śmierć gwiazd: Białe karły; Gwiazda neutronowa; Czarna dziura; Podsumowanie.

Co to jest gwiazda? Ciało niebieskie będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii; Wewnątrz gwiazd zachodzą reakcje termojądrowe; Gwiazda jest kulą gazową (gł. wodór i hel). Wielkości charakterystyczne: Masa; Jasność absolutna; Typ widmowy: Typ: O, B, A, F, G, K, M Podtyp: 0-9 Słońce – G2 Gwiazda Pistolet, leżąca w centrum mgławicy Pistolet (zdjęcie z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a).

Diagram Hertzsprunga–Russella (HR)

Ewolucja gwiazd Sekwencja zmian, które gwiazda przechodzi podczas swojego życia; Przebieg ewolucji gwiazdy zależy jedynie od jej masy w momencie rozpoczęcia reakcji termojądrowych w jej wnętrzu. Gromady kuliste: 47 Tucanae (po lewej) i Hodge 11 w Dużym Obłoku Magellana (po prawej)

Narodziny gwiazdy Do początku od końca… Obłok molekularny: skupisko cząsteczkowego wodoru; temperatura: 10 – 20K; gęstość: 106 - 1010 cząstek na cm3 . Mgławica w kształcie orła. Struktura ta jest wysoka na 10 lat świetlnych. Źródło: NASA, JPL -Caltech, P. S. Teixeira (CfA)

Zdjęcie z teleskopu Hubble’a mgławicy Carina Nebula (NGC 3372) Zdjęcie z teleskopu Hubble’a mgławicy Carina Nebula (NGC 3372). Obiekt ten znajduje się ok. 8000 lat świetlnych od Ziemi, a sam ma średnicę po nad 200 lat świetlnych. Zdjęcie przedstawia formowanie się gwiazd w mgławicy. Wkrótce ich temperatura znacząco wzrośnie i zniszczą one tym struktury z gazu i pyłu, z których same powstały.

Kolumnowe struktury formowane z materii międzygwiezdnej są jak góry Kolumnowe struktury formowane z materii międzygwiezdnej są jak góry. We wrogim środowisku ulegają erozji. Jak widać w przedstawionej na zdjęciu mgławicy formują się pierwsze gwiazdy o małej masie (różowe kropki). Mgławi ca w Wielkim Obłoku Magellana, NGC 2080. Rozciąga się na dystansie 50 lat świetlnych. Zdjęcie wykonano za pomocą teleskopu Hubble’a.

Ewolucja gwiazd Protogwiazda W czasie kurczenia się energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, ogrzewając centrum obłoku; Gaz nagrzewa się do 2000 do 3000 K; Świeci na czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy pochłania promieniowanie i wysyła je dalej w podczerwieni i w zakresie mikrofalowym. Obszar tworzenia się gwiazd w galaktyce Triangulum – Trójkąta .

Co dalej? Przebieg ewolucji gwiazdy zależy jedynie od jej masy w momencie rozpoczęcia reakcji termojądrowych w jej wnętrzu. Duża masa – szybsza ewolucja

Co dalej? Przebieg ewolucji gwiazdy zależy jedynie od jej masy w momencie rozpoczęcia reakcji termojądrowych w jej wnętrzu. Duża masa – szybsza ewolucja Gwiazdy o masach mniejszych niż 0,08 masy Słońca (brązowe karły) nie są w stanie zapoczątkować przemiany termonuklearnej. Mała plamka przy tarczy gwiazdy Gliese 229 to pierwszy dostrzeżony brązowy karzeł Brązowe karły w mgławicy w Orionie

Fizyczne podstawy ewolucji gwiazd Cykl węglowo-azotowy (C-N) dla gwiazd o dużych masach i wysokiej temperaturze centralnej (wydajniejszy); zamiana wodoru w hel Cykl proton-proton (p-p) dla gwiazd o stosunkowo niedużych masach – o niskiej temperaturze centralnej; zamiana wodoru w hel Mapka cyklu p-p proton neutron pozyton elektron pr. gamma

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; Śmierć gwiazdy (biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura).

Wędrówka ewoluującej gwiazdy po diagramie H-R

Końcowe stadia ewolucji gwiazd Starzenie się gwiazdy Końcowe stadia ewolucji gwiazd Stadium, ku któremu zmierza gwiazda poprzez swą ewolucję zależy od jej masy początkowej; Granicą jest 8 mas Słońca; Poniżej; gwiazda przechodzi przez stadium mgławicy planetarnej do białego karła; Powyżej: gwiazda najpewniej wybucha jako Supernowa i kończy jako gwiazda neutronowa

Mgławica planetarna Hantle… …Pierścień… …Ślimak… Mgławica planetarna Hantle (M 27) Mgławica planetarna Pierścień (M 57) Mgławica planetarna NGC 7293 Jądro mgławicy planetarnej – biały karzeł Mgławica planetarna Shapley 1

Biały karzeł Biały karzeł stygnie i nie zmienia swoich rozmiarów. Promień zbliżony do promienia Ziemi Masa: 0,4 – 1,4 masy Słońca Gęstość: 106 g/cm3 Budowa typowego białego karła Zdjęcie Syriusza A i B wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. By można było zarejestrować światło białego karła (mała plamka u dołu po lewej), obraz głównej gwiazdy układu musiał zostać mocno prześwietlony

Zdjęcie z teleskopu Hubble’a przedstawiające mały obszar blisko centrum gromady gwiazd M4 w naszej Galaktyce z dużą koncentracją białych karłów (w kółkach) Planetarna mgławica NGC 2440 zawiera najgorętszego znanego białego karła Mgławica planetarna MyCn18 w kształcie klepsydry (zdjęcie z kosmicznego teleskopu Hubble'a). Widoczne kolorowo świecące pierścienie gazu: czerwony to azot, zielony wodór, niebieski tlen. W środku najprawdopodobniej powstanie biały karzeł

Ewolucja gwiazd masywnych Wybuch supernowej Gwiazda neutronowa Czarna dziura Mgławica Krab (M1) jest pozostałością po supernowej, która wybuchła w roku 1054

Po lewej: Supernowa 1987A w 2 tygodnie po odkryciu Po lewej: Supernowa 1987A w 2 tygodnie po odkryciu. Po prawej: To samo pole przed wybuchem

Po wybuchu gwiazd o masie około 20 razy większej od Słońca, pozostaje czarna dziura, obiekt którego siła ciężkości jest tak wielka, że nic nie może z niego uciec. 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. Wizja artysty przedstawiająca widok z planety krążącej wokół czarnej dziury. Czarny pas to dysk akrecyjny otaczający czarna dziurę. Prostopadłe smugi do dysku to tzw. dżety. Są to wyrzuty wysoko energetycznych cząstek. Czerwona poświata to zjonizowany gaz na skutek tarcia wywołanego akrecją na czarną dziurę. 

Wybuchy supernowych wzbogacają materię międzygwiazdową w ciężkie pierwiastki. NGC 6995, część Pętli w Łabędziu, która jest pozostałością po jakiejś nieznanej supernowej Okolice  Carinae, obszar, gdzie powstają nowe gwiazdy

Na "prochach" starych gwiazd powstają nowe... Mgławica Trójlistna Koniczyna Obłok ciemnej materii w Strzelcu Wszystko zaczyna się od początku...

. . Dziękuję za uwagę