Prezentacja programu PowerPoint
advertisement
Ewolucja Wszechświata Wykład 9 Diagram HR Ewolucja gwiazd małych 9 mld lat 1 mld lat Jądro kurczy się Gwiazda odrzuca zewnętrzne warstwy Mgławica planetarna Błysk helowy Jądro stygnie – brak paliwa Spalanie helu w jądrze Spalanie wodoru w warstwie otaczającej jądro Spalanie wodoru w jądrze Biały karzeł Ewolucja gwiazd Obłok gazowy o masie 50 Słońc zaczyna zapadać się pod wpływem grawitacji. Tworzą się gwiazdy, niektóre z protoplanetarnymi dyskami. Początkowo obłok ma 1,2 lat świetlnych średnicy i temperaturę 10 K. Symulacje powstawania gwiazd: http://www.ukaff.ac.uk/movies.shtml Ewolucja gwiazd masywnych Gwiazdy o masach większych niż 3 masy Słońca Nukleosynteza nie kończy się na węglu, jak dla gwiazd mniejszych. Gdy wyczerpią się zapasy helu, jądro gwiazdy kurczy się i osiąga temperaturę (T > 600 mln K), przy której dochodzi do zapalenia węgla: C 12C 24Mg +13,930 MeV C 12C 23Na p +2,238 MeV 12 C 12C 20Ne +4,612 MeV 12 C 12C 16O 2 -0,114 MeV 12 12 Ewolucja gwiazd masywnych Nukleosynteza kończy się na żelazie 56Fe. Synteza żelaza jest już procesem endotermicznym. Ewolucja gwiazd masywnych Synteza coraz cięższych jąder trwa coraz krócej! Podczas syntezy żelaza jądro traci energię Jądro zaczyna się zapadać i ogrzewać. Ewolucja gwiazd masywnych Podczas zapadania jądro przechodzi przez fazę białego karła (zdegenerowany gaz elektronowy), jednak masa jest większa niż 1,44M i ciśnienie zdegenerowanego gazu nie może powstrzymać grawitacji. W temperaturze 5 – 10 mld K zaczyna się proces fotodezintegracji jąder: 56 Fe 13 He 4n 4 4 Jądra atomowe rozpadają się He 2 p 2n W procesie tym pobierana jest wielka energia Jądro gwiazdy zapada się coraz szybciej Ewolucja gwiazd masywnych Większość protonów zamienia się w neutrony w wyniku odwrotnego rozpadu beta: p e n Jest to proces nieodwracalny, ponieważ rozpady beta nie mogą zachodzić. n p e Na te elektrony nie ma miejsca w przestrzeni fazowej degeneracja gazu elektronowego Gwiazdy neutronowe Neutrony też są fermionami Powstaje zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu, które zatrzymuje proces kontrakcji. Jądro staje się gwiazdą neutronową Obiekt o promieniu około 10 - 20 km, masie równej 1 – 2 mas Słońca i gęstości miliarda ton na cm3! Największą masą gwiazdy neutronowej jest prawdopodobnie 1,5-2 masy Słońca (masa Oppenheimera-Volkoffa) Gdy masa jest większa, ciśnienie zdegenerowanego gazu neutronowego nie może powstrzymać kontrakcji jądra i gwiazda zapada się w czarną dziurę. Śmierć gwiazdy Wypalone gwiazdy mogą zajmować położenia tylko na tych krawędziach. Gwiazdy neutronowe Porównanie wielkości gwiazdy neutronowej i białego karła. Gęstość gwiazdy neutronowej jest ogromna! Gwiazdy neutronowe W czasie kurczenia jądra zostaje zachowany moment pędu. Wielokrotne zmniejszenie promienia powoduje znaczny wzrost prędkości rotacji. Gwiazdy neutronowe mają bardzo silne, dipolowe pola magnetyczne. Bieguny magnetyczne nie muszą znajdować się na osi rotacji. Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary. Pulsary wysyłają krótkie błyski o częstościach radiowych, powtarzające się z zegarową dokładnością z okresem od milisekund do sekund. Fale radiowe generowane są przez relatywistyczne elektrony, krążące wokół linii sił pola magnetycznego. Kierunek emisji promieniowania ograniczony jest do wąskiego stożka w przestrzeni, który szybko rotuje wraz z gwiazdą. Supernowa Jądro gwiazdy z materii neutronowej jest nieściśliwe. Opadające na nie zewnętrzne warstwy gwiazdy, gwałtownie odbijąją się. Gwiazda wybucha jako supernowa Emituje tyle energii, ile cała galaktyka (miliardy gwiazd) W czasie wybuchu zachodzą szybkie reakcje syntezy ciężkich pierwiastków (cięższych od żelaza). Cykl życiowy masywnej gwiazdy Supernowa Zmiany jasności supernowej w czasie. Wybuch supernowej trwa zaledwie kilka dni. Supernowa nukleosynteza Wyczerpanie zapasów i kontrakcja jądra Początek wybuchu W trakcie wybuchu maleje jasność i zmienia się barwa od niebieskiej do czerwonej Pozostała wirująca gwiazda neutronowa - pulsar Supernowa Wybuch supernowej w galaktyce Centaurus A Zmienność jasności supernowej w czasie Jej jasność porównywalna z jasnością całej galaktyki Po kliknięciu na zdięciu uruchomi się film mpeg Supernowa Trzy zdjęcia wykonane za pomocą HST ukazują: (u góry) Głębokie Pole Hubble'a z licznymi odległymi galaktykami; (u dołu z lewej) strzałka wskazuje galaktykę eliptyczną, w której wybuchła supernowa - obszar ten to powiększony kwadracik na górnym zdjęciu; (u dołu z prawej) sama eksplodująca gwiazda. Fot. NASA/Adam Riess/STScI. Porównano dwa zdjęcia Głębokiego Pola Hubble'a, wykonane w odstępie 2 lat: w 1995 i 1997 r. Porównując komputerowo jasność galaktyk i jej zmiany, odkryto nagłe pojaśnienie na zdjęciu z 1997 r. Supernowa! Supernowe Kolizja dwóch galaktyk NGC 4038 i NGC 4039 w konstelacji Kruka (zdjęcie z obserwatorium Chandra). Czarne dziury i gwiazdy neutronowe widoczne jako silne źródła promieniowania rentgenowskiego (jasno świecące plamy). W czasie kolizji galaktyk rzadko dochodzi do bezpośrednich zderzeń gwiazd, w zamian za to chmury gazu i pyłu obu galaktyk, oddziałując na siebie, wyzwalają gwałtowne eksplozje gwiazd olbrzymów, w wyniku których powstają tysiące supernowych. Eksplodujące gwiazdy pozostawiają bąble wzbudzonego gorącego gazu i zapadnięte jądra gwiazd. Autor: NASA Wielkości gwiazd -porównanie Ewolucja gwiazd - podsumowanie Ewolucja gwiazdy masywnej Ewolucja gwiazdy podobnej do Słońca Brązowe karły Masa gwiazdy Ewolucja gwiazd - podsumowanie Gromady gwiazd Droga Mleczna w otoczeniu gromad gwiazd. Fot. Obserwatorium w Lund Gromady gwiazd Gromady otwarte Gromady otwarte są mniejsze od gromad kulistych. W ich skład wchodzi do kilku tysięcy gwiazd. Są stosunkowo młode, ich wiek dochodzi do kilku miliardów lat, ale najmłodsze z nich liczą sobie zaledwie kilka milionów lat. Gromada otwarta NGC1850 Gromady gwiazd Diagramy HR dla gromad otwartych – prawie wszystkie gwiazdy leżą na ciągu głównym. Wiek gromady liczony w milionach lat. Gromady gwiazd Wiek gromady można określić na podstawie punktu odejścia od ciągu głównego. Gromady gwiazd Gromady kuliste W skład gromad kulistych wchodzi wiele tysięcy lub nawet milionów gwiazd, które tworzą sferę. Gromady tego typu są bardzo stare - czasem ich wiek jest zbliżony do wieku Wszechświata. Gromady gwiazd Diagram HR dla gromady kulistej NGC6362 Wiek gromady: 12 mld lat Populacje gwiazd Podział gwiazd wprowadzony przez W. Baadego w latach 1940: Populacja I - gwiazdy względnie młode, występujące w ramionach spiralnych galaktyk, zwykle w sąsiedztwie gazu i pyłu. Populacja II - gwiazdy starsze, występujące zwykle w obszarach pozbawionych gazu i pyłu takich jak gromady kuliste i jądra galaktyk. Gwiazdy neutronowe Gwiazda w końcowym etapie swojej ewolucji, zbudowana ze zdegenerowanych neutronów. Obiekt o rozmiarach rzędu 10 - 20 km, masie zbliżonej do masy Słońca. Analogia do stanu podstawowego atomu. Neutrony zajmują najniższe poziomy energetyczne i one określają rozmiary gwiazdy, podobnie jak elektrony zajmujące najniższe stany energetyczne w atomie określają jego wielkość. Istnienie gwiazd neutronowych zostało przewidziane teoretycznie w 1938 r. (L. Landau), a pierwszych obserwacji dokonano w 1967 r. (odkrycie pulsara przez J. Bell i A. Hewisha). Gwiazdy neutronowe Gwiazda neutronowa rodzi się jako obiekt bardzo gorący, o temperaturze wnętrza T ~ 1011 K Szybko stygnie – już po roku temperatura spada do T ~ 109 K Gęstość materii we wnętrzu gwiazdy neutronowej rośnie od kilku g/cm3 na powierzchni do ~ 1015 g/cm3 w jej centrum. Ogromna siła grawitacji powoduje, że już na głębokości kilku metrów gęstość materii przekracza 106 g/cm-3. Gwiazdy neutronowe powstają w wyniku zapadania grawitacyjnego centralnych rdzeni masywnych gwiazd (M > 8 mas Słońca), poprzedzającego wybuch supernowej. Mogą również powstawać w wyniku zapadania grawitacyjnego akreujących materię białych karłów. Gwiazdy neutronowe Często gwiazdy neutronowe występują w układach podwójnych. Gaz z pobliskiego sąsiada może opadać na gwiazdę neutronową, przyciągany przez jej silne pole grawitacyjne. Gaz opada po spirali w środku, której znajduje się gwiazda neutronowa. Podczas opadania gaz tworzy dysk akrecyjny. Gwiazdy neutronowe Akrecja na gwiazdę neutronową. Materia opadająca na gwiazdę w okolicach biegunów wytwarza duże ilości energii. W przestrzeń zostaje wysłane silne promieniowanie X. Świat Nauki, styczeń 1994 Gwiazdy neutronowe Centaur X-3. Rentgenowski układ podwójny gwiazdy neutronowej i błękitnej gwiazdy o masie 10 - 40 mas Słońca. Świat Nauki, styczeń 1994 Gwiazdy neutronowe W czasie kurczenia jądra zostaje zachowany moment pędu. Wielokrotne zmniejszenie promienia powoduje znaczny wzrost prędkości rotacji. Ilustracja zachowania momentu pędu Kliknij na obrazek Gwiazdy neutronowe Jądra znajdujące się w najbardziej zewnętrznej warstwie gwiazdy nie ulegają rozpadowi, lecz tworzą rodzaj skorupy krystalicznej materii jądrowej, utrzymującej materię gwiazdy w równowadze. Odkrycie pulsarów W 1967 w Instytucie Astronomii Uniwersytetu w Cambridge prof. Hewish zajmował się błyskami źródeł promieniowania radiowego. Doktorantka Hewisha, Jocellyn Bell, zarejestrowała szybkozmienne źródło pulsujące z niezwykle precyzyjnym okresem powtarzalności: T = 1.27376349759 s Niebawem odkryto następne o okresie T=0.033 s Okres zmian zbyt mały,aby wytłumaczyć pulsacje przez efekt zaćmieniowy w układzie podwójnym lub oscylacje gwiazdy. Rozwiązanie: Rotacja małej gwiazdy ze źródłem promieniowania znajdującym się na jej powierzchni. Tak szybki obrót mogła wytrzymać tylko hipotetyczna supergęsta gwiazda neutronowa o promieniu około 10 km. Odkrycie pulsarów Początkowo podejrzewano związek pulsarów z pozaziemskimi cywilizacjami – blokada informacyjna zarządzona przez władze Brytyjskiej Marynarki Królewskiej. Pierwsze pulsary były opatrywane inicjałami LGM (od Little Green Man). Dopiero stwierdzenie systematycznego wydłużenia się okresu obaliło hipotezę cywilizacji pozaziemskiej. Inicjały LGM zostały zastąpione przez PSR (od Pulsating Radio Source) Dzisiaj znamy ponad 700 pulsarów, obserwowanych w paśmie radiowym, a także optycznym, rentgenowskim i wysokoenergetycznym gamma. Promieniowanie pulsarów W czasie grawitacyjnego zapadania gwiazdy zachowywany jest strumień pola magnetycznego. Ponieważ zapadająca się gwiazda neutronowa zmniejsza rozmiar około milion razy, jej pole powierzchni zmniejsza się 1012 razy. Tak więc gwiazdy neutronowe obdarzone są gigantycznymi polami magnetycznymi. Promieniowanie pulsarów Skorupa (crust) to jądra żelaza tworzące siatkę krystaliczną. Swobodne elektrony w skorupie krążą wokół linii pola magnetycznego, emitując skolimowaną wiązkę fal w zakresie od rentgenowskich do radiowych. Kształt impulsów podobny dla wszystkich długości fal, wskazuje, że źródło emisji jest w jednym miejscu gwiazdy. Promieniowanie pulsarów Bieguny magnetyczne zwykle nie leżą na osi rotacji. Wiązka promieniowania wiruje wokół osi obrotu gwiazdy – efekt latarni morskiej. Wiele gwiazd neutronowych nie obserwujemy w postaci pulsarów, ponieważ ich wiązki radiowe nigdy nie trafiają w Ziemię. Promieniowanie pulsarów Wypromieniowanie energii odbywa się kosztem energii kinetycznej ruchu obrotowego pulsara. Prędkość kątowa maleje, a okres obrotu wydłuża się w tempie T/T = 10-15. Systematyczne wzrastanie okresu czasami zakłóca nagłe zmniejszenie jego wartości. Glicz, czyli trzęsienie gwiazdy Promieniowanie pulsarów Glicz - nagłe skrócenie okresu rotacyjnego spowodowane gwałtowanym zmniejszeniem momentu bezwładności. Nadciekłe jądro gwiazdy neutronowej, które w wyniku szybkiej rotacji jest eliptyczne, otoczone jest krystaliczna skorupą. Promieniowanie pulsarów Pulsar systematycznie spowalnia swoją rotację Zmniejsza się eliptyczność jądra i krystaliczna skorupa traci podtrzymujące ją podłoże. Skorupa co jakiś czas pęka, załamuje się i opada na jądro. Promień gwiazdy neutronowej maleje ze wzrostem masy Maleje moment bezwładności i wzrasta prędkość kątowa Przyspieszenie okresu o jedną milionową część odpowiada zmniejszeniu się pulsara o jedną dziesiątą milimetra. Gdyby pulsara powiększyć do wielkości Ziemi, oznaczało by to, że w wyniku trzęsienia Ziemi jej powierzchnia nagle opadłaby wszędzie o jeden metr.
