Fizyka gwiazd
advertisement
Studia Podyplomowe z Astronomii i Nauk Przyrodniczych Fizyka gwiazd Krzysztof Gęsicki – wykład 5: MŁODOŚĆ I EWOLUCJA SŁOŃCA problem z młodym Słońcem i młodą Ziemią młode Słońce świeciło wyraźnie słabiej niż dzisiejsze wzrost jasności Słonca jest prostą konsekwencją sposobu wytwarzania energii w jego wnętrzu: z upływem czasu gromadzą się w Słońcu jądra helu powiększając średnią masę molekularną wnętrza powiększa się energia potencjalna zgodnie z twierdzeniem o wiriale zwiększa się też energia cieplna 2 · Etherm + Egrav = 0 skoro zwiększa się energia cieplna, to: wzrasta temperatura, wzrasta tempo reakcji jądrowych, wzrasta jasność całkowita jest to nieuniknione modele ewolucji gwiazd typu słonecznego przewidują dla młodej Ziemi że otrzymywała od Słońca około 25% mniej energii niż dzisiaj powodowałoby to całkowite zamarznięcie Ziemi przez pierwsze 2 miliardy lat ale mamy dowody na występowanie płynnej wody na powierzchni w eonie archaiku (rys. z Wikipedii) 3.8 do 2.5 miliarda lat temu dla wyjaśnienia problemu możemy: modyfikować model Słońca analizować reakcję młodej Ziemi na promieniowanie młodego Słońca wydaje się że model budowy Słońca i jego ewolucji jest poprawny od czasu „problemu neutrin” modele słoneczne były bardzo starannie sprawdzane problem neutrin rozwiązano modyfikując standardowy model fizyki cząstek a nie model Słońca modyfikowanie standardowego modelu Słońca jedynym możliwym sposobem na zmianę tendencji stałego wzrostu jasności słonecznej wydaje się być zmiana (utrata) masy jasność gwiazdy zależy od tempa reakcji syntezy wodoru w hel tempo to silnie rośnie z masą gwiazdy L ∝ Mη gdzie η ∼ 2 − 4, dla Słońca zwykle przyjmuje się 4 obecne Słońce traci masę na dwa sposoby: – masa wytworzonego helu jest mniejsza od sumy mas łączonych protonów – z górnych rejonów atmosfery wieje wiatr słoneczny znamy wartości dla obu procesów Ṁfuzja ≈ 7 × 10−14 M⊙rok−1 Ṁwiatr ≈ 2 × 10−14 M⊙rok−1 wiedząc, że dzisiejsze Słońce ma masę 2 × 1030 kg obliczymy, że 4.57 mld lat temu miało masę 0.05% większą co miało zaniedbywalny wpływ na jego jasność wiemy jednak że wiatr słoneczny w młodości był silniejszy choćby z powodu większej aktywności słonecznej można oszacować, że młode Słońce z masą ok. 4% większą od obecnej byłoby wystarczająco jasne by tłumaczyć obecność ciekłej wody na Marsie przy masywniejszym, więc i jaśniejszym, Słońcu Ziemia krążyła by po ciaśniejszej orbicie co zwiększałoby jej ogrzewanie są ograniczenia na masę młodego Słońca przy zbyt dużej jasności Słońca efekt cieplarniany narastałby lawinowo oceany odparowałyby i rozeszły się w przestrzeń kosmiczną w ten właśnie sposób straciła swoją wodę Wenus szacuje się że 10% wzrost jasności Słońca doprowadziłby do utraty wody przez Ziemię odpowiada to 7% wzrostowi masy Słońca wzmożone tempo utraty masy przez młode Słońce jest w sprzeczności z badaniami heliosejsmologicznymi bardzo długi okres wzmożonej utraty masy prowadziłby do zmian w rozkładzie cięższych pierwiastków poniżej warstwy konwektywnej, a w konsekwencji do innych niż obserwowane częstości oscylacji granicą takiej wzmożonej utraty masy jest pierwsze 0.2 mld lat za mało – potrzebujemy ok. 1–2 mld lat ale wydaje się że 7% większa masa Słońca jest jeszcze zgodna z danymi heliosejsmologicznymi obserwacje innych młodych gwiazd podobnych do Słońca pokazują że większość traconej masy przypada na pierwsze 0.1 mld lat co ważniejsze – obserwowane odpowiedniki Słońca wykazują znacznie mniejszą skumulowaną utratę masy niż potrzebna do zrównoważenia małej jasności młodego Słońca rozwiązania problemu trzeba szukać na Ziemi a nie w Słońcu słabe młode Słońce musiało spowodować silną epokę lodowcową w czasie pomiędzy powstaniem Ziemi 4.5 mld lat temu a 3 mld lat temu występuje sprzężenie zwrotne między zlodowaceniem a albedo Ziemia kiedy już zamarzła to potrzebowała dużego stężenia gazów cieplarnianych by wrócić do stanu cieplejszego modele klimatyczne wskazują na możliwość wystąpienia wąskiego niezamarzniętego pasa w rejonach tropikalnych, spowodowanego zmniejszoną powłoką chmur w tym rejonie oceany mogły nie zamarznąć do dna ze względu na ciepło geotermalne z wnętrza Ziemi młoda Ziemia eony nie są precyzyjnie zdefiniowane logiczne jest założenie że archaik liczymy od zakończenia intensywnego bombardowania meteorytami ok. 4.0–3.8 mld lat temu już wcześniej, w hadeiku, mamy podejrzenia na obecność ciekłej wody świadczą o tym ziarenka cyrkonu zakonserwowane od czasu hadeiku w młodszych skałach ocean hadeiku wyglądał inaczej od naszego Ziemia wytworzyła się z grawitacyjnej akrecji planetezymali wielkie zderzenie tworzące Księżyc miało miejsce po kolejnych 50 mln lat, blisko końca tego etapu akrecji Ziemia pozostawała otoczona oparami skalnymi przez ok. 1000 lat silny efekt cieplarniany (dwutlenek węgla i woda odparowujące z płaszcza) oraz ogrzewanie pływowe przez krążący wówczas blisko Księżyc, utrzymywały powierzchnię w stanie płynnej magmy przez kilka milionów lat następnie skorupa stwardniała wytworzył się ocean gorącej wody ok. 500 K pod gęstą atmosferą od ciśnieniem 100 bar dwutlenku węgla CO2 został wciągnięty (subdukcja) do płaszcza w czasie dziesiątek mln lat, zanim ostatnie wielkie bombardowanie uformowało początek eonu archaik dowody geologiczne obecności wód powierzchniowych w archaiku to głównie skały osadowe są dowody na mikroorganizmy w archaiku, mikroskamieniałości z czasów 2.5 do 3.5 mld lat temu sama obecność życia nie jest silnym argumentem przeciw powłoce lodowej ale obecność fotosyntezujących cyjanobakterii jest dodatkowym argumentem przeciw Ziemi okrytej całkowicie i nieustannie lodem nie ma silnych argumentów na rzecz gorącego klimatu archaiku Sagan i Mullen jako pierwsi zasugerowali rozwiązanie sprzeczności przez wzmocniony efekt cieplarniany z obecnością innych gazów rysunek poniżej zakwestionowali jako naiwne założenie że w archaiku na klimat wpływały te same czynniki co obecnie modyfikowanie efektu cieplarnianego Ziemi obecnie temperatura troposfery wzrasta dzięki absorpcji długofalowego promieniowania powierzchni przez gazy atmosferyczne jak para wodna, CO2, metan CH4 na młodej Ziemi na efekt cieplarniany oddziaływały: amoniak NH3 – bardzo silny czynnik cieplarniany z silną i szeroką absorpcją na 10 mikronach – maksimum emisji Ziemi jednak silne promieniowanie UV młodego Słońca rozkładałoby amoniak a woda wypłukiwałaby rozpuszczalny amoniak z atmosfery metan CH4 – trudniej niż amoniak rozkładany promieniowaniem UV dzisiaj metan jest produkowany biologicznie w archaiku źródłem metanu były meteoryty i komety, wyziewy wulkaniczne i źródła geotermalne, ewentualnie anaerobowe ekosystemy szacunki zawartości metanu w różnych epokach wskazują że wychodzi go jednak za mało dwutlenek węgla CO2 bierze udział w reakcjach nieorganicznych z krzemianami, węglan wapnia osadza się na dnie oceanów, z ruchami tektonicznymi trafia w głąb Ziemi, częściowo powraca do atmosfery dzięki wulkanom, ale w rezultacie jego zawartość w atmosferze maleje ponadto analizy geochemiczne wykazują wartości CO2 za małe do rozwiązania paradoksu młodego Słońca – co pokazuje rysunek wzmożony efekt cieplarniany wydaje się mimo wszystko najlepszym rozwiązaniem problemów z młodym Słońcem ostateczne rozstrzygnięcie problemu jest utrudniane przez niepewności w opisie przepływu promieniowania oraz przez brak dobrego modelu klimatycznego młodej Ziemi do tego mogą dochodzić inne czynniki jak zmienność pokrycia chmurami w archaiku kontynenty zajmowały ok. 10% dzisiejszej powierzchni co modyfikowało albedo i obieg ciepła być może ocean archaiku był bardziej słony od dzisiejszego mogło to mieć wpływ na cyrkulację termohalinową w oceanach pływy kiedyś też były znaczniejsze bo Księżyc był bliżej te efekty oczekują badań wysokoenergetyczne promieniowanie i planety bolometryczna jasność Słońca ma maksimum w zakresie widzialnym promieniowania, powstającym w dolnej atmosferze, która mało reaguje na aktywność słoneczną irradiancja obecnego Słońca zmienia się o ok. 0.1% w ciągu 11-letniego cyklu promieniowanie UV Słońca pochodzi głównie z gorących górnych warstw atmosfery i wykazuje znacznie większą zmienność zmienność Słońca, w tym jego jasności UV, była kiedyś większa o ile jasność bolometryczna Słońca wzrasta to zachodzi stały spadek aktywności magnetycznej spowodowany stopniowym spowalnianiem rotacji Słońca, która jest motorem dynama magnetohydrodynamicznego wiatr słoneczny był silniejszy w młodym Słońcu co miało konsekwencje dla młodej Ziemi dla jej magnetosfery i dla utraty gazów i wody pole magnetyczne młodej Ziemi wynosiło 50–70% obecnego więc było słabszą barierą ochronną w zakresie rentgenowskim młode Słońce ZAMS świeciło 1000 razy silniej od obecnego wysokoenergetyczne cząstki i fotony są absorbowane w górnych warstwach atmosfer planet, jonizują i ogrzewają, prowadzą do złożonych reakcji łańcuchowych (np. produkcja O3) znamy oddziaływanie obecnego Słońca na obecne planety, trudno jest oszacować warunki panujące na planetach miliardy lat temu po kilkudziesięciu latach analiz problem z młodym Słońcem i młodą Ziemią nie jest rozwiązany geochemia eonów archaiku i proterozoiku dokonała postępu dopiero w ostatniej dekadzie dopiero oczekiwane są rozdzielone przestrzennie modele klimatyczne modelowanie ewolucji Słońca definicja: gwiazda małomasywna to samograwitujący obiekt gazowy, czy raczej plazmowy, który wytworzy zdegenerowane elektronowo jądro (wszystkie najniższe stany energetyczne są zapełnione i ciśnienie elektronowe jest zdominowane przez zakaz Pauli’ego) takie gwiazdy po opuszczeniu ciągu głównego doznają rozbłysku helowego rozpoczynającego reakcje trzy-α zamiany helu na węgiel górna granica masy takich gwiazd to M ≈ 2 M⊙ dolna to M ≈ 0.08 M⊙ przegląd ewolucji gwiazdy podobnej do Słońca (1) – obłok molekularny spełnia kryterium Jeansa i traci stabilność temperatura to ok. 10 K dopóki obłok jest przezroczysty – kolaps jest izotermiczny kiedy się zagęści i stanie się nieprzezroczysty – kolaps adiabatyczny – (1) fazę tę obłok osiąga po ok. 1.5 × 105 lat (2) – gdzieś w tym miejscu pierwszy raz tworzy się hydrostatyczne jądro zaczyna się główna faza akrecji jasność i temperatura stopniowo wzrastają zygzaki ilustrują przypadkowe zmienności w tempie akrecji (3) – akrecja się kończy i zbliżamy się do właściwej początkowej masy gwiazdy ukazuje się fotosfera we wnętrzu gwiazda jest całkowicie konwektywna jasność maleje przy niemal stałej temperaturze – tzw. tor Hayashi’ego temperatura w centrum osiąga wielkość zapoczątkowującą „spalanie” deuteru na samym dole pionowego toru pre-MS tworzy się promieniste jądro rosnąca T prowadzi do wzrostu jonizacji i spadku nieprzezroczystości co tłumi konwekcję dalej proto-gwiazda staje się gorętsza i jaśnieje w miarę kontrakcji wzrost T w jądrze prowadzi do niepełnego cyklu CNO wtedy w jądrze stopniowo wyjadany jest 12C dopóki w jądrze nie wyczerpie się mija dodatkowe 5 × 107 lat 12 C i nie zacznie się cykl p-p (4) – to jest właściwy ciąg główny ZAMS gwiazda przestaje zapadać się ewolucja zachodzi teraz w skali ok. 1010 lat jasność i temperatura nieznacznie wzrastają gdy Słońce było gwiazdą ZAMS to promień wynosił 87% obecnej wartości temperatura efektywna wynosiła 97% dzisiejszej jasność całkowita wynosiła 68% dzisiejszej ze wzrostem temperatury w centrum stopniowo dochodzi do głosu cykl CNO który z czasem zaczyna dominować (5) – to jest tzw. punkt odejścia „turn-off point” jest on powiązany (nie identyczny) z wyczerpaniem wodoru w centrum od tego momentu spalanie wodoru przenosi się z centrum do warstwy początkowo jest to gruba warstwa bogate w hel jądro jest teraz izotermiczne i stopniowo powiększa się nie może jednak tak narastać bez końca masa graniczna izotermicznego jądra podtrzymującego otaczające warstwy wynosi ok. 10% masy gwiazdy po przekroczeniu tego punktu jądro musi kolapsować ogrzewając się wzrost temperatury jądra powoduje ogrzanie podstawy warstwy palącej wodór dzięki temu dochodzi do głosu wydajniejszy cykl C-N-O w konsekwencji warstwa paląca wodór staje się coraz cieńsza część produkowanej energii opuszcza powierzchnię a część przyczynia się do ekspansji otoczki gwiazda zaczyna ochładzać się – staje się podolbrzymem w ochłodzonych warstwach zewnętrznych rozwija się konwekcja gwiazda osiąga podstawę gałęzi olbrzymów RGB i wyróżniamy w niej – bezwładne a narastające, częściowo zdegenerowane jądro helowe – otoczone stopniowo chudnącą warstwą spalającą wodór – zewnętrzna otoczka konwektywna staje się stopniowo coraz rozleglejsza dalsza kontrakcja jądra prowadzi w nim do degeneracji elektronowej (6) – konwektywna otoczka maksymalnie penetruje w głąb gwiazdy wynosząc ku górze częściowo przeprocesowaną materię z małą domieszką He jest to tzw. „first dredge-up” – pierwsze wyniesienie odtąd otoczka konwektywna zaczyna się wycofywać przejście z punktu (5) do (6) zajmuje gwieździe kolejne 109 lat pozostała faza RGB trwa ok. 108 lat ewolucja przyspiesza w miarę wzrostu jasności gwiazdy (7) – warstwa paląca wodór kontynuuje przemieszczanie się na zewnątrz przez kolejne masy gazu powodując narastanie masy jądra He w tym punkcie warstwa spalająca H natrafia na nieciągłość składu chemicznego pozostawioną po maksymalnej penetracji otoczki konwektywnej kiedy to domieszany został H z bogatych w H warstw powierzchniowych warstwa spalająca H otrzymuje ekstra dostawę paliwa struktura gwiazdy dopasowuje się do nowej sytuacji ma miejsce małe i krótkotrwałe odwrócenie kierunku ewolucji widoczne na powiększonym rysunku szczegóły zależą od radialnego rozkładu pierwiastków temu wewnętrznemu zjawisku przypisuje się tzw RGB bump widoczny w obserwowanych CMD i w funkcjach jasności gromad ale RGB bump zdaje się również odpowiadać uruchomieniu dodatkowych procesów mieszania nieprzewidzianych w kanonicznych modelach (8) – jądro He powiększa rozmiary, zapada się i rozgrzewa na tym etapie znacząca utrata energii zachodzi przez emisję neutrin bardziej efektywną dla gęstszej materii prowadzi to do inwersji temperatury w centrum najgorętsze obszary oddalają się od centrum do ∼ 0.25 M⊙ w momencie osiągnięcia wierzchołka RGB gdy temperatura wzrośnie odpowiednio do zapoczątkowania spalania He staje się to nie w środku gwiazdy ale w pewnej jej warstwie umiejscowionej w jądrze bogatym w He materia w jądrze jest zdegenerowana co prowadzi do dramatycznego rozbłysku helowego w przypadku reakcji jądrowych w niezdegenerowanych warunkach dodanie energii przez reakcje jądrowe prowadzi do wzrostu lokalnej T powoduje to lokalny wzrost ciśnienia prowadzący do ekspansji i w rezultacie ochłodzenia zapobiegającego dalszemu narastaniu reakcji jest to proces samoregulujący się w gazie zdegenerowanym równanie stanu nie zależy od temperatury wzrost temperatury nie pociąga za sobą wzrostu ciśnienia w konsekwencji energia z reakcji jądrowych prowadzi do wzrostu temperatury co prowadzi do dalszego wzrostu tempa reakcji jądrowych co powoduje dalszy wzrost temperatury, itd stąd niekontrolowana reakcja jądrowa i rozbłysk helowy który może zostać wygaszony jedynie usunięciem degeneracji w modelach pokazanych na obrazkach maksimum jasności spalania He sięga 9.2 × 109 L⊙ co można porównywać z jasnością Galaktyki ∼ 1010 L⊙ większość tej energii jest zużywanej na usuwanie degeneracji w jądrze dzięki temu jasność jasność gwiazdy nie rośnie w tzw. fazie pre-HB nawet odwrotnie – maleje – rys.6 ponieważ rozbłysk startuje poza centrum kolejne fazy rozbłysku mają miejsce coraz bliżej centrum dopóki degeneracja nie zostanie usunięta w całym jądrze He wtedy gwiazda może może spalać He spokojnie w konwektywnym jądrze a wodór nadal spala się w warstwie gwiazda zbliża się do tzw. zero-age HB (9) od wierzchołka RGB do ZAHB mija 106 − 107 lat i zużywane jest ok. 5% paliwa helowego jądra z powodu tak szybkiej ewolucji nie oczekujemy wielu gwiazd w fazie pre-HB faktycznie dotychczas żadnej takiej nie zidentyfikowano ostatnio pojawiły się sugestie że skoro wiele gwiazd pre-HB powinno przechodzić przez pas niestabilności przed osiągnięciem ZAHB to niektóre z nich mogłyby być identyfikowane ze zmiennymi o nietypowo szybkiej zmianie okresów powodowanej szybką zmianą parametrów (9) – to jest ZAHB przywoływane wcześniej początek właściwej fazy spalania He w jądrze – gałęzi horyzontalnej – HB dla gwiazd małomasywnych jasność na tym etapie jest niemal taka sama co prowadzi do charakterystycznej horyzontalnej struktury na diagramach CMD gromad kulistych gwiazdy HB odgrywają istotną rolę w wyznaczaniu odległości i wieku starych skupisk gwiazdowych dokładnej temperatury ZAHB nie da się przewidzieć zależy ona od ilości masy straconej przy wspinaniu się na RGB gwiazdy które straciły najmniej masy – lądują w czerwonej części ZAHB te które straciły znaczącą część masy – w niebieskiej niektóre nawet na tzw. EHB (extreme) jako sdB pośrednia strata masy prowadzi do RR Lyr oczywiście gwiazda może być typem RR Lyr niekoniecznie na ZAHB gwiazdy lądujące w niebieskiej części ZAHB zostaną RR Lyr później niektóre z gwiazd czerwonej ZAHB mogą zakreślać pętle w stronę niebieską wiodące do pasa niestabilności ten efekt zależy od proporcji wydajności spalania H w warstwie do wydajności spalania He w jądrze (10) – gwiazda dociera tu po 108 lat od wejścia na ZAHB w centrum już wyczerpany jest He i gwiazda zaczyna życie jako AGB tor ewolucyjny zbliża się asymptotycznie do linii pierwszego podejścia na RGB we wnętrzu gwiazdy AGB mamy węglowo tlenowe jądro (właściwie WD) w otaczającej warstwie spalany jest He jeszcze dalej jest warstwa spalająca H obie warstwy chudną w miarę jak gwiazda wspina się na AGB wszystko otoczone jest gazową sferą o promieniu do kilkuset R⊙ po zakończeniu spalania He w jądrze otoczka konwektywna znów się pogłębia tzw. „second dredge-up” – drugie wyniesienie na AGB wyróżniamy dwa etapy: E-AGB (early) TP-AGB (thermally pulsing) na E-AGB warstwa paląca H jest mało wydajna ponieważ zbliżająca się warstwa palenia He powoduje ekspansję i ochłodzenie warstwy palącej H przejście spalania He z jądra do warstwy powoduje czasowe odwrócenie kierunku toru ewolucyjnego – (10) na rys.6 a prowadzi ono do tzw „AGB clump” obserwowanego w CMD w gęstych gromadach kulistych i w starych galaktykach Grupy Lokalnej ponieważ spalanie H jest mało wydajne warstwa He nie może za bardzo przybrać na masie na tym etapie ostatecznie warstwa paląca He przemieszczając się na zewnątrz dociera do nieciągłości He/H i wówczas spalanie He wygasa za to warstwa paląca H szybko zapada się i rozpala wyprodukowany popiół He jest ściskany i rozgrzewany i rozpalany na nowo gdy tylko osiągnie wartość krytyczną (ok. 10−3 M⊙ przy 0.8 M⊙ jądrze C-O) zaczyna się TP-AGB w odróżnieniu od rozbłysku helowego na krańcu RGB teraz materia nie jest zdegenerowana zatem wyzwolona energia powiększa ciśnienie i prowadzi do ekspansji ekspansja skutkuje ochłodzeniem, spowolnieniem reakcji i spokojnym spalaniem He warstwa paląca H zostaje odepchnięta do tak niskich temperatur że spalanie H wygasa spalanie He trwa dopóki nie zużyje się zapas He wytworzony w poprzedniej fazie palenia H i nie zostanie znowu osiągnięta nieciągłość He/H proces powtarza się z okresem ok. 105 lat pulsy termiczne wynoszą ku powierzchni (do otoczki) pierwiastki w procesie trzeciego wyniesienia – „third dredge-up” w czasie rozbłysku produkowany jest C i w głębszych rejonach O czyli 3du jest odpowiedzialny za powstawanie gwiazd węglowych w tzw procesach-s polegających na wychwycie powolnych (slow) neutronów wytwarzane są ciężkie pierwiastki gwiazda zakreśla charakterystyczne pętle na diagramach CMD niektóre takie pętle mogą przechodzić przez pas niestabilności gwiazda staje się cefeidą typu II faza AGB trwa ok. 107 lat szczegóły są skomplikowane, zależne od słabo znanej a silnej utraty masy na koniec gdy masa otoczki stanie się bardzo mała zachodzi dramatyczny epizod silnej utraty masy – tzw „superwind” którego fizyka jest przedmiotem intensywnych badań w każdym razie odrzucenie warstw zewnętrznych produkuje obiekt post-AGB który jest faktycznie odkrytym jądrem macierzystej gwiazdy AGB wokół takich post-AGB znajdujemy mgławice planetarne bardzo szybka ewolucja w poprzek HR w stronę niebieską potem sekwencja stygnięcia jako biały karzeł zagadnienia wymagane na egzaminie • podstawowe etapy ewolucji gwiazdy takiej jak Słońce kontrakcja przed ciągiem głównym ciąg główny – spalanie wodoru w jądrze punkt odejścia – wyczerpanie wodoru w jądrze gałąź olbrzymów – spalanie wodoru w warstwie rozbłysk helowy w zdegenerowanym jądrze gałąź horyzontalna – spalanie helu w jądrze asymptotyczna gałąź olbrzymów – spalanie na przemian H i He w warstwach odrzucenie resztek otoczki i stygnięcie zdegenerowanego białego karła literatura THE FAINT YOUNG SUN PROBLEM G.Feulner, Reviews of Geophysics, 50, RG2006 / 2012 M. Catelan „Structure and Evolution of Low-Mass Stars: An Overview and Some Open Problems”, arXiv:0703.724 czas na przerwę ćwiczenia – model SPTOOL http://optik2.mtk.nao.ac.jp/~takeda/sptool/
