Gwiazdy.

Prezentacja na temat: "Gwiazdy."— Zapis prezentacji:

1 Gwiazdy

2 Wielkości i jednostki charakteryzujące gwiazdy i ich położenie
Budowa gwiazd Dlaczego gwiazdy świecą Etapy życia gwiazd Cefeidy Diagram HR Praca domowa

3 Wielkości charakteryzujące gwiazdy i ich położenie
Jednostka astronomiczna (a.u. , au, AU, ua) – średnia odległość Ziemi od Słońca 1 a.u. 150 mln km =1,51011 m Rok świetlny(r.ś., ly) – odległość przebywana przez światło w ciągu 1 roku 1 ly 3108m/s365243600s =9,461015 m Parsek (pc) – odległość z której promień orbity ziemskiej widać pod kątem jednej sekundy łuku czyli 1/3600 stopnia 1 pc  3,26 ly  31016 m Ziemia 1a.u. 1/3600 1 pc Słońce gwiazda

4 Wielkości charakteryzujące gwiazdy i ich położenie
Ziemia Kąt paralaksy () r  tg = r/d   d Słońce gwiazda Jasność (J) Jasność absolutna (J0) – jasność, jaką obserwowalibyśmy, gdyby gwiazda była od nas odległa o 10 pc J 1/r2 J/J0 = (r0/r)2. Jasność absolutna względna – jasność gwiazdy wyrażona w jasnościach Słońca widzianego z tej samej odległości Moc gwiazdy – mierzona w [W] lub mocach Słońca (względna) Temperatura [K] Barwa

5 Schemat struktury gwiazdy
Budowa gwiazd Rozmiary – średnica od kilkunastu km (neutronowe) do 1000 średnic Słońca Masa – od 0,09 do 150 mas Słońca Podstawowe założenia Gwiazda jest kulą gazową (pozwala to na budowę modelu jednowymiarowego) Gwiazda pozostaje w równowadze hydrostatycznej Gwiazda pozostaje w równowadze energetycznej (wyświeca tyle energii ile produkuje) Schemat struktury gwiazdy Obszar gwiazdy, w którym ε › 0 nazywamy jądrem gwiazdy Obszar dla którego ε = 0 nazywamy otoczką gwiazdy Zewnętrzną warstwę otoczki, z której docierają do nas fotony bezpośrednio nazywamy atmosferą gwiazdy

6 Budowa Słońca średnica 1 390 000 km tj. 109 średnic Ziemi
masę Słońca szacuje się na 1.99 * 1030 co stanowi 99,86% masy całego Układu Słonecznego. Masa Słońca jest więc 333 000 razy większa od masy Ziemi. Średnia gęstość Słońca wynosi 1,41 g/cm3. 74% stanowi wodór, 25% hel, a niespełna 1% pierwiastki cięższe i sporadycznie występujące proste związki chemiczne

7 Budowa Słońca Jądro Fotosfera 0,25 promienia Słońca
gęstość do kg/m³ (150 razy większej od gęstości wody na Ziemi) tempera bliska K. zawartość wodoru w jądrze wynosi obecnie około 40% reszta hel i 1 % inne w każdej sekundzie w energię przekształca się ton materii. w jądrze powstaje 95% całej energii wytwarzanej przez Słońce pozostałe 5% powstaje w warstwach znajdujących się bezpośrednio nad jądrem, gdyż szybkość reakcji jądrowych gwałtownie maleje wraz ze zmniejszającą się temperaturą, a ta spada z rosnącą odległością od środka Fotosfera większość pierwiastków znajdujących się na Ziemi : wodór (53.9%), hel (44.9%), tlen, magnez, krzem oraz siarkę, żelazo, węgiel i inne. Gęstość fotosfery (ok. 200 km) zawiera się od 5*10-7 g/cm3 w głębi do 4*10-10  g/cm3 przy powierzchni. Zewnętrzna granica korony nie jest ostro zarysowana, sięga aż po orbitę Ziemi, gdzie gęstość jej jest rzędu kilkudziesięciu jonów na cm3. W fotosferze T maleje w raz z odległością, przy granicy z chromosferą wynosi K.

8 Dlaczego gwiazdy świecą?
Synteza termojądrowa Cykl proton-proton (p-p) dla gwiazd o stosunkowo niedużych masach – o niskiej temperaturze centralnej; zamiana wodoru w hel Cykl węglowo-azotowy (C-N) dla gwiazd o dużych masach i wysokiej temperaturze centralnej (wydajniejszy); zamiana wodoru w hel p-p

9 Dlaczego gwiazdy świecą?
Cykl p-p 3He +3He → 4He + 1H + 1H MeV 3He + 4He → 7Be + γ        7Be + e− → 7Li + νe        7Li + 1H → 4He + 4He 7Be + 1H → 8B + γ        8B → 8Be + e+ + νe        8Be ↔ 4He + 4He Cykl C-N 12C + 1H → 13N + γ +1,95 MeV 13N → 13C + e+ + νe +1,37 MeV 13C + 1H → 14N + γ +7,54 MeV 14N + 1H → 15O + γ +7,35 MeV 15O → 15N + e+ + νe +1,86 MeV 15N + 1H → 12C + 4He +4,96 MeV

10 narodziny  okres dojrzały  starość  śmierć
Etapy życia gwiazd Podstawowe przesłanki Gwiazdy spędzają swą młodość na ciągu głównym diagramu H-R Ewolucja gwiazd wiąże się ściśle z wyświecaniem przez nie energii Gwiazdy masywne ewoluują szybciej narodziny  okres dojrzały  starość  śmierć Narodziny gwiazdy Kontrakcja gazu w obłoku molekularnym Duży (od 100 tys do 10mln Mʘ), chłodny (temp. rzędu 10 K) i gęsty obłok molekularny, o rozmiarze 50 do 300 l.ś., zawierający głównie wodór cząsteczkowy H2 z niewielką domieszką bardziej złożonych molekuł i pyłu. Na skutek np. fluktuacji, nadejścia fali uderzeniowej (np. wywołanej wybuchem supernowej) pojawiają się zagęszczenia o masie rzędu 10 do 100 Mʘ. Obłok ten zaczyna się zapadać pod wpływem grawitacji. Fragmentuje się na mniejsze obłoki. Obłoki o masie około 50 Mʘ mogą tworzyć pojedynczą gwiazdę. Gaz się rozgrzewa kosztem energii potencjalnej, a obłok staje się sferyczną obracającą się protogwiazdą. W wyniku zapadania grawitacyjnego obłoku rośnie gęstość i temperatura. Jeżeli jest wystarczająco masywny, po odpowiednim wzroście temperatury (do około 15 mln K) w jego wnętrzu rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej, i rodzi się nowa gwiazda.

11 Schematy ewolucji gwiazdy:
Etapy życia gwiazd Schematy ewolucji gwiazdy: protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czarna dziura protogwiazda → błękitny nadolbrzym → supernowa → czarna dziura protogwiazda → błękitny nadolbrzym → czerwony olbrzym → supernowa → gwiazda neutronowa protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu naszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławica planetarna → biały karzeł → czarny karzeł* protogwiazda → czerwony karzeł → czarny karzeł* protogwiazda → brązowy karzeł → czarny karzeł* *Wszechświat istnieje zbyt krótko, by jakiekolwiek czarne karły zdążyły powstać Masa niektórych protogwiazd jest zbyt mała by mogły rozpocząć reakcje syntezy jądrowej (m<0,075 Mʘ). Taka protogwiazda nazywana brązowym karłem umiera wolno ochładzając się (wypromieniowując energię) w ciągu setek milionów lat.

12 Etapy życia gwiazd Okres dojrzały
Gwiazdy osiągają przeróżne wielkości i kolory – największe nadolbrzymy (np. Betelgeza) osiągają rozmiary kilkaset razy większe od Słońca. Ich kolor zależy od temperatury powierzchni. Typy gwiazd przedstawia diagram Hertzsprunga-Russella. W okresie dojrzałym znajdują się na tzw. ciągu głównym. W trakcie ewolucji gwiazda się po nim przemieszcza przez okres od kilku milionów (największe i najgorętsze gwiazdy), miliardów (gwiazdy o średniej masie, np. Słońce, ścieżka 3) do dziesiątków miliardów lat (czerwone karły), wypalając większość wodoru z jądra. Czerwone karły (ścieżka 2) są najmniejszymi, najwolniej ewoluującymi gwiazdami, czyli ciałami w których zachodzi synteza termojądrowa. Najbliższa nam Proxima Centauri jest czerwonym karłem. Po milionach lub miliardach lat, w jądrze gwiazdy kończy się wodór. Spowalniane są reakcje jądrowe i tworzone są coraz bardziej masywne pierwiastki wskutek czego rośnie gęstość gwiazdy, może ona zająć mniejszą objętość spada też przewodnictwo cieplne gazu. W wyniku czego spada temperatura powierzchni ale rośnie temperatura wnętrza, wskutek czego zapadają się zewnętrzne warstwy materii. Temperatura gwiazdy nagle wzrasta, zewnętrzne warstwy są znów wypychane i gwiazda rośnie do rozmiarów jakich nigdy wcześniej w czasie swej ewolucji nie przyjmowała. Staje się czerwonym olbrzymem. Proces zapadania nie jest stabilny i dlatego prawie wszystkie czerwone olbrzymy są gwiazdami zmiennymi.

13 Etapy życia gwiazd Starość gwiazd
Dalszy los gwiazdy jest ściśle związany z jej masą. Gwiazda o masie mniejszej niż połowa masy Słońca nigdy nie będzie w stanie dokonać dalszej syntezy z helu, nawet gdy w jądrze zakończy się już synteza helu z wodoru. Powodem tego jest nikła masa gwiazdy, która nie pozwala jej wywrzeć wystarczająco dużego ciśnienia na jądro. Te gwiazdy to czerwone karły, takie jak np. Proxima Centauri i żyją one przez setki miliardów lat. Wszechświat jest wciąż za młody (13 mld lat) , aby któraś z tych gwiazd mogła już wyczerpać całe swoje paliwo. Kiedy gwiazda średniej wielkości (ścieżka 3) osiągnie fazę czerwonego olbrzyma, jej zewnętrzne warstwy ekspandują a jądro zapada się do środka. Gwiazda rozpocznie teraz odrzucać swoje zewnętrzne warstwy, które utworzą rozmytą chmurę nazywaną mgławicą planetarną. Pod koniec pozostanie już tylko 20% początkowej masy gwiazdy, następuje stopniowe ochładzanie się i kurczenie, aż osiągnie średnicę zaledwie kilku tysięcy kilometrów. Stanie się białym karłem. Gwiazda dogorywa jako biały karzeł w którym ustały już reakcje syntezy termojądrowej

14 Ewolucja supermasywnych gwiazd
Etapy życia gwiazd Ewolucja supermasywnych gwiazd Ewolucja gwiazd bardziej masywnych (więcej niż 5 Mʘ) poprzez stadium błękitnego olbrzyma czy błękitnego nadolbrzyma (ścieżka 4-6) może prowadzić do stadium czerwonego nadolbrzyma. Budowa bardzo masywnych gwiazd ma strukturę warstwową, na różnych głębokościach odbywa się synteza kolejnych, coraz cięższych jąder. Reakcje pierwiastków cięższych od żelaza (56Fe) pochłaniają energię. Zmniejsza się ciśnienie i grawitacja zaczyna przeważać - kurczenie. Zapadające się zewnętrzne warstwy zaczynają się odbijać od gęstniejącego jądra gwiazdy. Propagująca się ku powierzchni fala uderzeniowa wraz z neutrinami rozpędza materię na zewnątrz gwiazdy. Materia ta może później utworzyć następne gwiazdy czy liczne planety. Następuje wybuchu supernowej – słabo poznany i rozumiany. Bez wybuchów supernowych żadne cięższe niż żelazo pierwiastki nie mogłyby istnieć.

15 Etapy życia gwiazd Śmierć gwiazd
Przez zwarte gwiazdy rozumiemy gęste zwarte gwiazdy w ostatnim swym stadium ewolucji. Białe karły gwiazdy stabilne, nie mające czego spalać przez syntezę jądrową, tak więc po prostu wypromieniowuje nagromadzone w niej ciepło. Trwa to miliardy lat. Na koniec zamienia się w czarnego karła. M <1,4 Mʘ, ~5000 km, a średnia gęstość 107g / cm3. Gwiazda ma rozmiary naszej Ziemi. Temperatura wysoka (~10000 K) i dlatego są białe. Jasność niewielka, 1/1000 do 1/100 jasności Słońca. Gwiazda neutronowa jest swego rodzaju ogromnym jądrem "atomowym".  km, masa 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 M >3-5 Mʘ proces kurczenia się postępuje dalej, aż gwiazda zapada się tworząc czarną dziurę. Czarna dziura nie wszystkie supernowe prowadzą do gwiazdy neutronowej. Jeżeli masa dostatecznie duża, malejący podczas zapadania się promień gwiazdy może przekroczyć jej grawitacyjny promień Schwarzschilda i wówczas gwiazda stanie się czarną dziurą.

16 Ewolucja Słońca protogwiazda → gwiazda ciągu głównego typu naszego Słońca → czerwony olbrzym → mgławica planetarna → biały karzeł → czarny karzeł*

17 Cefeidy Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi od nazwy gwiazdozbioru Cefeusza) to gwiazdy zmienne pulsujące, nadolbrzymy, których jasność zmienia się z okresem od 1 do 150 dni. Amplitudy zmian blasku wynoszą od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych. Podczas pulsacji zmienia się również ich promień oraz typ widmowy od A lub F w maksimum blasku do G lub K w minimum. Wykres zmian jasności od czasu jest podobny do sinusoidy, ale wzrost jasności następuje szybciej niż jej spadek. Zależności okres pulsacji – jasność absolutna, jest stosowana do określania odległości do najbliższych galaktyk

18 Diagram Hertzsprunga-Russella
Absolutna wielkość gwiazdowa jest to obserwowana wielkość gwiazdowa (a zatem wyrażona w magnitudo), jaką miałby obiekt oglądany z pewnej ustalonej odległości, przy braku pochłaniania światła w przestrzeni międzygwiezdnej. W przypadku obiektów poza Układem Słonecznym przyjęto jako odległość odniesienia 10 parseków. Gdzie: M – wielkość absolutna, zdefiniowana jako wielkość obserwowana z odległości 10 pc, m – wielkość obserwowana r – odległość od gwiazdy wyrażona w parsekach