Astrofizyka - INSTYTUT FIZYKI PWr

Astrofizyka
Gwiazdy, gwiazdozbiory
Obserwowane własności gwiazd – diagram HR
Parametry gwiazd i ich relacje
Modele gwiazd: gwiazdy ciągu głównego, białe karły, gwiazdy neutronowe
Ewolucja gwiazd i procesy zachodzące w gwiazdach
Słońce – heliofizyka
1
Diagram
Hertzsprunga
–Russela
Barwa gwiazdy
a jasność bezwzględna
2
Barwa a temperatura
– prawo przesunięć Wiena
Położenie maksimum
gęstości spektralnej
promieniowania równowagowego
(„ciała doskonale czarnego”):
3
Jasność a temperatura
– prawo Stefana–Boltzmanna
Całkowity strumień energii promieniowania przez
powierzchnię cdc:
gdzie
– stała Stefana–Boltzmanna
Całkowita moc promieniowania:
4
Model gwiazdy „klasycznej”
Gwiazda zbudowana z niezdegenerowanej (klasycznej) plazmy
protonowo – elektronowej → równanie stanu gazu doskonałego
Ciśnienie pochodzi od ciężaru gazu (ciśnienie „klasyczne”)
Ciśnienie średnie:
Równanie stanu gazu protonów:
Relacja jasność–masa (Eddington 1924):
Gwiazdy ciągu głównego
Przyjmuje się
5
Jasność a masa
– zależność Eddingtona
Sir Arthur Eddington
(1882-1944)
gwiazdki – Droga Mleczna
linia przerywana:
kwadraty – Wielki Obłok Magellana
linia ciągła:
6
Model gwiazdy „klasycznej” (c.d)
Prosty model: stała gęstość
Ciśnienie grawitacyjne w środku gwiazdy:
Stąd
Dla
mamy
7
Gaz fermionów
N fermionów w objętości V (przyjmujemy sześcian, V = L3
Zakaz Pauliego
Gęstość stanów
Energia Fermiego
Energia stanu podstawowego
Warunek silnej degeneracji
Ciśnienie kwantowe
8
Model gwiazdy „kwantowej” – białe karły
Gwiazda, w której składowa elektronowa plazmy jest silnie zdegenerowana
Warunek silnej degeneracji:
(stąd gaz elektronowy osiąga stan degeneracji szybciej)
Energia nierelatywistycznego zdegenerowanego gazu elektronów:
Energia grawitacyjna:
Energia całkowita:
Niech x – stosunek liczby elektronów do
nukleonów. Wtedy minimum energii dla
Dla
mamy
(~ rozmiary Ziemi)
Białe karły
Biały karzeł – Syriusz B
9
Biały karzeł w granicy relatywistycznej – masa
graniczna Chandrasekhara
Duża masa ⇒ mały promień ⇒ duża gęstość
⇒
⇒ opis relatywistyczny
Subrahmanyan
Chandrasekhar
(1910-1995;
Nobel 1983)
W granicy ultrarelatywistycznej,
Ciśnienie kwantowomechaniczne gazu elektronów:
108
Z porównania ze średnim ciśnieniem
grawitacyjnym:
R [m]
Jowisz
R~
M -1/3
107
106
niezależnie od promienia gwiazdy!
Porządniejsza teoria:
dla
105
10-3 M⊙
0,1 M⊙ M⊙
masa
10 M⊙
M kr
10
Gwiazdy neutronowe
Rozważmy obiekt złożony głównie z neutronów,
Wkłady do energii:
nierelatywistyczny zdegenerowany
gaz neutronów
relatywistyczny zdegenerowany
gaz elektronów
grawitacja
Minimum energii (punkt stabilności) dla
Dla
oraz
gęstość
mamy
Masa graniczna dla gwiazdy neutronowej
11
Pulsary
Silnie namagnesowane gwiazdy neutronowe
wysyłają wiązki promieniowania e-m
wzdłuż osi dipola magnetycznego
Jeśli oś obrotu gwiazdy nie pokrywa się z osią
dipola magnetycznego, to wiązki omiatają
przestrzeń i mogą zostać wykryte jako rozbłyski.
Zdjęcia migawkowe
centralnego obszaru
mgławicy Kraba
(rzeczywisty okres pulsowania 33 ms)
Mgławica krab: centralny pulsar
i wiatr pulsarowy
12
Czarne dziury
Prędkość ucieczki z gwiazdy o masie M i promieniu R:
Jeśli
to
i żaden obiekt materialny (ani światło)
nie może opuścić otoczenia gwiazdy (promień Schwarzschilda)
Czarna dziura
Czarne dziury
oddziałują grawitacyjnie
Emitują promieniowanie Hawkinga
(przewidywanie teoretyczne)
Małe czarne dziury tracą więcej masy niż gromadzą,
więc wyparowują zupełnie.
13
Ewolucja gwiazd 1: narodziny
kilka – kilkadziesiąt mln lat
Ciemna mgławica (GMC – giant molecular cloud)
Gęstość ~ 106 cząstek/cm3
Masa: 105 ÷ 107 M⊙
Mgławica NGC 604
– miejsce narodzin gwiazd
Kurczenie grawitacyjne
Kryterium Jeansa:
Dla T = 100 K, M > 1200 M⊙
Energia wypromieniowywana
– temperatura stała
Rozpad na mniejsze obłoki
Protogwiazda
Gęsta materia pochłania promieniowanie
– temperatura rośnie
Protogwiazda świeci kosztem energii grawitacyjnej
14
Ewolucja gwiazd 2: młodość
Brązowy karzeł
50 mln lat dla M⊙
10 mld lat dla 0,1 M⊙
Protogwiazda
lekka
ciężka
Gęsta materia pochłania
promieniowanie
– temperatura rośnie
Protogwiazda świeci kosztem
energii grawitacyjnej
Rozpoczynają się reakcje jądrowe
„Wiek 0” gwiazdy
Gwiazda ciągu głównego
15
Ewolucja gwiazd 3: wiek dojrzały
Gwiazda ciągu głównego
Słońce: t ~ 1010 lat
Synteza jądrowa wodoru (cykl protonowy)
Również cykl CNO – dominujący w nieco
cięższych gwiazdach
Wypalone jądro zapada się i ogrzewa
Ciśnienie promieniowania z powłoki
wodorowej powoduje ekspansję atmosfery
Czerwony olbrzym
16
Ewolucja gwiazd 4: starość
Czerwony olbrzym
W dostatecznie wysokiej temperaturze
w jądrze zachodzi reakcja syntezy węgla:
2·108 K
(proces 3-alfa)
W masywnych gwiazdach syntetyzowany
jest następnie azot i tlen
W najbardziej masywnych gwiazdach
osiągane są temperatury wystarczające
do syntezy cięższych pierwiastków
Gwiazda helowa, nadolbrzym
Ciśnienie grawitacyjne ↔ ciśnienie termodynamiczne
17
Ewolucja gwiazd 5: śmierć gwiazdy (1)
Bardzo małe gwiazdy,
helowy biały karzeł
Małe i średnie gwiazdy,
kolaps jądra C-O z odrzuceniem zewnętrznych warstw
biały karzeł węglowo-tlenowy otoczony mgławicą planetarną
(większość białych karłów jest tego typu)
Mgławica planetarna Eskimos
Mgławica planetarna Kocie Oko
18
Ewolucja gwiazd 5: śmierć gwiazdy (2)
Duże gwiazdy,
masa jądra przekracza granicę Chandrasekhara
kolaps jądra, supernowa (typu II),
temperatura jądra ~7·109 K, wychwyt beta
gwiazda neutronowa lub czarna dziura
Pozostałości po SN 1604 (Keplera)
– ostatnia zaobserwowana w naszej galaktyce
Rozszerzające się pozostałości po SN 1987
(Wielki Obłok Magellana)
19
Ewolucja – Słońce
źródło: http://astunit.com/astunit_tutorial.php?topic=stellar
20
Słońce – dane obserwacyjne
Stała słoneczna
Odległość
Promień
Efektywna temperatura
powierzchni
Widmo:
w przybliżeniu ciało doskonale czarne
rozbieżność dla wysokich energii
21
Słońce – struktura
źródło: Wikipedia
22
Plamy słoneczne
Zwiększony strumień pola magnetycznego
→ utrudniona konwekcja
→ niższa temperatura
Powstają zwykle w parach
o przeciwnej biegunowości:
wejście i wyjście linii pola
Cykle aktywności
źródło grafiki: Wikipedia
Hinode's Solar Optical Telescope, NASA
23
Rozbłyski
Rozbłysk słoneczny:
Nagła emisja energii (promieniowania, cząstek)
Od kilku minut do ~ 1,5 h
Koronalny wyrzut masy, 31.08.2012
Rozbłysk dwuwstęgowy
źródło: Instytut Astronomiczny UWr
źródło:
Solar Dynamics Observatory, NASA
24
Protuberancje
Wstęgi gęstej, względnie chłodnej (~ 100 000 K)
plazmy w koronie słonecznej
Czas życia do kilku tygodni
źródło: NASA
Protuberancja eruptywna
źródło: Instytut Astronomiczny UWr
25