Ewolucja gwiazd.

Prezentacja na temat: "Ewolucja gwiazd."— Zapis prezentacji:

1 Ewolucja gwiazd

2 Jak i z czego powstają gwiazdy?

3 Chmury gazowo-pyłowe Skład: 75% wodoru i 25% helu Typy mgławic:
odbiciowe emisyjne ciemne

4 Mgławice odbiciowe Gromada otwarta Plejady
Swiatło gwiazd rozprasza się na pyle i gazie

5 Mgławice emisyjne M16 - mgławica Orzeł
Mgławice emisyjne emitują promienieniowanie dzięki gorącym gwiazdom typu O i B, których promieniowanie UV jonizuje wodór.

6 Asocjacje typu OB M8 - mgławica Laguna
Gromadę młodych gwiazd typu O i B, która “napędza” mgławice emisyjne nazywamy asocjacją OB

7 Ciemne mgławice Pył i gaz blokują promieniowanie obiektów znajdujących się za nimi Chętniej rozpraszane jest światło o krótszych długościach fali. Dlatego zachód Słońca jest czerwony

8 Mgławica Koński Łeb Ciemna mgławica na tle mgławicy emisyjnej

9 Jak jeszcze wykrywać mgławice?
Neutralny wodór promieniuje na falach radiowych 21 cm Kiedy elektron zmienia swój spin emituje przy tym foton

10 Jak to się zaczyna? Mgławice gazowo-pyłowe są na ogół stabilne grawitacyjne. Coś powoduje jednak niestabilność! Fala uderzeniowa wywołana najczęściej przez supernową.

11

12 Obłok molekularny 104 M R~1Pc

13 „Obcy” ksenon! W chondrulach znaleziono małe ziarna zbudowane z diamentów lub węglika krzemu. Świadczą o tym, że pierwiastki cięższe od helu zostały wyprodukowane we wnętrzu kilkanastu gwiazd starszych od Słońca W ziarnach tych więziony jest ksenon o unikalnym (identycznym dla różnych ziaren) składzie izotopowym (ksenon-HL), świadczy to o jednorazowym sprężeniu pierwotnej mgławicy przez wybuch gwiazdy supernowej. Te małe ziarenka zanieczyszczone ksenonem stanowią relikt z czasów przed uformowaniem się Protosłońca

14

15

16 Obłok M ~104M R~1Pc T~10K n~102/cm-1 H2CO CS CO NH3 HC3N
Jądra obłoku: M ~10 M R~0.1Pc T~10K n~104/cm-1 Masa Jeansa – masa wystarczająca do kolapsu

17

18

19

20

21

22 Dyski protoplanetarne wokół innych gwiazd - obserwacje M42 w Orionie

23

24 Model rozwoju Układu Słonecznego
Model rozwoju Układu Słonecznego. Mgławica pierwotna – początki kondensacji planet

25

26 Chondryt węglisty skład chemiczny dokładnie taki jak Słońca (oprócz gazów)

27

28

29

30

31

32

33 Gwiazdy powstają najczęściej w grupach

34 Jak powstają gwiazdy w M16?
EGG = Evaporating Gaseous Globulae Promieniowanie UV pobliskich gwiazd

35 Jak powstają gwiazdy w M16?
EGG = Evaporating Gaseous Globulae Promieniowanie UV odsłania gęstsze i wstępnie już skolapsowane obszary

36 Jak powstają gwiazdy w M16?
EGG = Evaporating Gaseous Globulae Protogwiazda może się oddzielićod mgławicy

37 Protogwiazdy Rodząca się gwiazda otoczyna dyskiem gazowo-pyłowym mogącym zawierać planety.

38 Etapy w życiu protogwiazdy
Proces powstawania gwiazdy o masie Słońca

39 Etapy w życiu protogwiazdy
Tak to wygląda na diagramie HR

40 Walka z grawitacją Całe życie gwiazdy to ciągła walka z grawitacją. Dąży ona do skurczenia gwiazdy. Gdy protogwiazda się kurczy wzrasta temperatura w jej wnętrzu. Co stanie się, gdy temperatura osiągnie wartość15 milionów stopni?

41 Rozkład Maxwella

42 Rozkład Maxwella

43 Oddziaływania silne i elektromagnetyczne
Protony odpychają się jeśli znajdują się daleko od siebie. Co stanie się jednak jak zbliżymy je dostatecznie blisko? Czy możemy to zrobić?

44

45 Okno Gamowa Prawodopodbieństwo przełamania bariery coulombowskiej rośnie szybko wraz z energią, lecz zgodnie z rozkładem Maxwella ilośćprotonów maleje wraz z wrastającą energią.

46 Skąd bierze się energia?
Energia wiązania w jądrze atomowym na jeden nukleon rośnie do liczby masowej około 50, a potem maleje.

47 Skąd bierze się energia?
Energię możemy uzyskiwać przez łączenie atomów lekkich i rozpady atomów ciężkich. Korzystniejsza energetycznie jest synteza. To dlatego bomba wodorowa jest lepsza od atomowej.

48

49 Źródło energii gwiazd podobnych lub mniejszych od Słońca
Cykl proton -proton Źródło energii gwiazd podobnych lub mniejszych od Słońca

50 Reakcje cyklu ppI ppII ppIII

51

52 Cykl CNO Źródło energii gwiazd masywniejszych od Słońca.
Masa > 1.1 masy Słońca, T > 16 mln. K

53

54

55 Porównanie p -p i CNO

56 Porównanie p -p i CNO

57 Inne reakacje:

58 Inne reakacje:

59 Protogwiazda osiaga na ciągu głównym

60 Równania opisujące budowę wnętrza gwiazdy

61 Równania opisujące budowę wnętrza gwiazdy

62 Równania opisujące budowę wnętrza gwiazdy

63 Transport energii Konwekcja Promieniowanie Przewodnictwo
W gwiazdach przewodnictwo nie odgrywa prawie żadnej roli, bo współczynnik przewodnictwa gazów jest praktycznie równy zeru.

64 Konwekcja

65 Konwekcja Czyli temparatura w poruszającym się elemencie musi malećwolniej niż w otoczeniu. Matematycznie mówiąc gradient temperatury w warstwach otaczających element musi być większy od abiabatycznego gradientu temperatury T' materii wewnątrz wędrującego elementu.

66 Konwekcja

67 Konwekcja

68 Konwekcja

69 Konwekcja

70 Promieniowanie

71 Promieniowanie

72 Promieniowanie

73 Promieniowanie

74 Ostateczny zestaw równań

75 Transport energii - promieniowanie i konwekcja

76 Jak długo żyje gwiazda na ciągu głównym?
Związanie 4 jąder H w jedno He dostarcza 26.7 MeV energii Jedno jądro H waży MeV Wytworzenie jednego jądra helu to ubytek masy:

77 Diagram HR Dlaczego te gwiazdy są tak jasne pomimo tego, że są tak chłodne? Dlaczego te gwiazdy są tak słabe pomimo tego, że są tak gorące?

78 Diagram HR -promienie gwiazd
Gwiazdy leżące na diagonali mają podobne promienie

79 Diagram HR i zależność masa -jasność
Zależność prawdziwa tylko dla gwiazd ciągu głównego !!!

80 Co się dzieje po wyczerpaniu zapasów wodoru w jądrze?
W trakcie palenia wodoru wzrasta ciężar cząsteczkowy materii, co powoduje zmniejszenie ciśnienia. Jest to kompensowane skurczeniem się jądra, zwiększeniem temperatury. Wzrasta przez to tempo reakcji i gwiazda lekko się rozdyma

81 Co się dzieje po wyczerpaniu zapasów wodoru w jądrze?
Między 7 a 8 gwiazda jest podolbrzymem. Jądro kurczy się i ogrzewa, reakcje termojądrowe zachodzą tylko w cienkiej warstwie otaczającej jądro. Wzrost gradientu temperatury prowadzi do puchnięcia gwiazdy.

82 Co się dzieje po wyczerpaniu zapasów wodoru w jądrze?
W okolicach punktu 8 temperatura powierzchni jest na tyle mała, że pojawia się nieprzezroczystość. Promieniowanie nie jest dobrym sposobem transportu energii więc pojawia się konwekcja. Wydajny mechanizm transportu energii jakim jest konwekcja prowadzi do dużego wzrostu jasności gwiazdy (8 -9)

83 Struktura czerwonego olbrzyma

84 Etap palenia helu W punkcie 9 temperatura niewielkiego jądra helowego przekracza 100 milionów stopni. W takich warunkach rozpoczyna się synteza helu.

85 Proces 3 alfa

86 Proces 3 alfa Tempo reakcji w procesie 3 alfa jest bardzo czułe na temperaturę. 1. Reakcje zachodzą w niewielkim obszarze! 2. W wysokich temperaturach i dużych gęstościach gaz helowy może stać się wybuchowy. Niewielki wzrost temperatury może spowodować gwałtowne zapalenie się jądra helowego tzw. błysk helowy

87 Co to jest gaz zdegenerowany?
W przypadku niewielkich gwiazd temperatura w ich wnetrzu nie osiąga dużych wartości. Gęstośćjest jednak ogromna, co sprzyja degeneracji gazu. Co to jest gaz zdegenerowany?

88 Zakaz Pauliego W sześciowymiarowej przestrzeni położeń i pędów komórkę o objętości h*h*h, gdzie h jest stałą Plancka, mogą zajmowaćco najwyżej dwie cząstki, różniące się kierunkiem spinów

89 Ciśnienie gazu zdegenerowanego

90 Ciśnienie gazu zdegenerowanego

91 Ciśnienie gazu zdegenerowanego

92 Ciśnienie gazu zdegenerowanego

93 U małomasywnych gwiazd helowe jądro jest zdegenerowane.
Błysk helowy U małomasywnych gwiazd helowe jądro jest zdegenerowane. Termostat nie działa. Zapoczątkowanie reakcji 3 alfa zwiększa temperaturę, ale nie zwiększy ciśnienia. Proces narasta lawinowo! Kończy się gdy wzrastająca temperatura zniesie degeneracje.

94 Drogi ewolucyjne Błysk helowy
Zapoczątkowanie reakcji -> wzrost temperatury -> puchnięcie jądra -> obniżenie temeratury warstwy palącej wodór -> obniżenie tempa produkcji energii -> spadek jasności > konrtakcja warstw zewnętrznych

95

96 Gałąź horyzontalna Kolejny stabilny etap w ewolucji gwiazdy. Osiada ona na tzw. gałęzi horyzontalnej.

97 Superolbrzymy Po wyczerpaniu zapasów helu w jądrze etapy są niejako powtórzeniem ewolucji po wyczerpaniu wodoru w jądrze (8-9)

98 Struktura wewnętrzna gwiazdy jest bardziej złożona.
Superolbrzymy Struktura wewnętrzna gwiazdy jest bardziej złożona.

99 Superolbrzymy

100 Różne masy -różna ewolucja
Gwiazdy o masach mniejszych niż 0.8 masy Słońca nie są w stanie zapoczątkować procesu 3 alfa Gwiazdy o masach z przedziału masy Słońca nie są w stanie zapalićwęgla w jądrze Gwiazdy o masie większej niż 3 masy Słońca zapalają węgiel w jądrze (T > 600 mln K)

101 Dalsza ewolucja gwiazd podobnych do Słońca
Rekombinacja wodoru w warstwach zewnętrznych nadolbrzyma dostarcza energii i prowadzi do dalszego rozdęcia gwiazdy. To przesuwa warstwę rekombinującą wgłąb i dostarcza jeszcze więcej energii. Proces przyspiesza i gwiazda odrzuca swoje warstwy zewnątrzne odsłaniając gorące jądro (11-12).

102 Mgławice planetarne Odsłonięte gorące jądro węglowo -tlenowe

103 Mgławice planetarne są ładne
Mgławica M57 w gwiazdozbiorze Lutni. Odległość 3000 lat św.

104 Mgławice planetarne są ładne
Mgławica M27 (Hantle) w gwiazdozbiorze Liska. Odległość 850 lat św.

105 Mgławice planetarne są ładne
Mgławica Abell 39 w gwiazdozbiorze Herkulesa. Odległość7000 lat świetlnych.

106 Mgławice planetarne są ładne
Mgławica IC 418. Odległość2000 lat świetlnych.

107 Mgławice planetarne są ładne

108 Mgławice planetarne są ładne

109 Mgławice planetarne są ładne

110 Co dzieje się potem? W miarę jak odsłania się gorące jądro mgławicy gwiazda przsuwa się w kierunku dużych temperatur (11-12).

111 Co dzieje się potem? Pomiędzy 12 a 13 węglowo -tlenowe jądro cały czas szybko się kurczy pod wpływem własnej grawitacji.

112 Co dzieje się potem? W punkcie 13 kolaps jest powstrzymany przez ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego (zakaz Pauliego!). Powstaja trwała konfiguracja: biały karzeł

113 Białe karły Bardzo trwała konfiguracja.
Biały karzeł tylko stygnie i nie zmienia swoich rozmiarów. Biały karzeł ma masę typowo masy Słońca i rozmiary Ziemi! 1 cm3 materii z białego karła ważyłby na Ziemi 10 ton !!!

114

115 Białe karły

116 Białe karły

117 Białe karły - masa Chandrasekhara

118 Białe karły Syriusz -najjaśniejsza po Słońcu gwiazda na niebie - tworzy układ podwójny. Syriusz B to właśnie biały karzeł. Biały karzeł

119 Ewolucja gwiazd masywnych
Gwiazdy ponad trzykrotnie masywniejsze od Słońca są w stanie zapalić węgiel w jądrze. Wszystko się jednak kończy na Fe (A=56) Synteza jąder Fe jest procesem endotermicznym!!!

120 Ewolucja gwiazd masywnych

121 Ewolucja gwiazd masywnych
Jądro gwiazdy gwiazdy kurczy się i podgrzewa. W temperaturze mld. K zaczyna się fotodezintegracja żelaza. Jest to proces silnie endotermiczny i odbiera otoczeniu całą energię. Jądro zapada się jeszcze szybciej!

122 Neutronizacja materii

123 Neutronizacja materii
Neutronizacja jest nieodwracalna, bo rozpady beta nie mogą zachodzić. Powstające w jej wyniku elektrony miałyby zbyt małe energie (nie ma dla nich miejsca w przestrzeni fazowej). Proces neutronizacji prowadzi do powstawania coraz słabiej związanych jąder. Dla gęstości rzędu 10^14 g/cm3 energia wiązania maleje do zera i jądra rozpadaja się na swobodne neutrony.

124 Gwiazdy neutronowe Neutrony też są fermionami i obowiązuje je zakaz Pauliego. To powstrzymuje zapadanie się jądra. Powstaje obiekt złożony głównie z neutronów o promieniu kilku kilometrów i masie 1-2 mas Słońca. 1cm3 materii z gwiazdy neutronowej ważyłby na Ziemi miliard ton !!!

125 Gwiazdy neutronowe

126 Gwiazda wybucha jako supernowa!
Supernowe Materia neutronowa jest nieściśliwa! Obadające warstwy zewnętrzne odbijają się gwałtownie od gwiazdy neutronowej. Gwiazda wybucha jako supernowa! Ilość wyemitowanej energii jest porównywalna z energią emitowaną przez całą galaktykę (milrady gwiazd)!

127 Przed wybuchem Po wybuchu
Supernowa SN1987A w LMC Przed wybuchem Po wybuchu

128 Supernowa w odległej galaktyce
Ciekawostką jest fakt, że mieszkańcy owej galaktyki mogli nawet nie wiedzieć, że w ich sąsiedztwie wybuchła supernowa.

129 Pozostałości po supernowych
Młoda Stara M1 Krab r.

130 Krzywe zmian blasku supernowych
Różne typy krzywych sugerująrózne mechanizmy. SN1987A

131 Supernowe i gwiazdy neutronowe
Pozostałość po supernowej wraz z gwiazdą neutronową. Zdjęcie wykonane w promieniach X.

132 Bardzo masywne gwiazdy
Grawitacja gwiazd o masie przynajmniej 10 mas Słońca jest w stanie przełamaćciśnienie zdegenerowanych neutronów. Powstaje czarna dziura. Czym jest czarna dziura?

133 Czarne dziury

134 Krótkie podsumowanie

135 Gromady otwarte są młode
Testowanie modeli Gromady otwarte są młode Plejady

136 Gromady otwarte Chi i h Per M37 M52

137 Diagramy HR dla gromad otwartych
Prawie wszystkie gwiazdy leżą jeszcze na ciągu głównym. Wiek wyraża się więc w milionach lat.

138 Diagramy HR dla gromad otwartych

139 Diagramy HR dla gromad otwartych

140 Gromady kuliste M13 Omega Cen M56

141 Diagramy HR dla gromad kulistych
NGC 6362

142 Jaki jest wiek gromad kulistych?
NGC 6362 Wiek: 12 miliardów lat!

143 W gromadach kulistych są białe karły
Białe karły w gromadzie M4

144 Skąd wiemy, że to białe karły?