Gwiazdy neutronowe
advertisement
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 1 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 2 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. 3 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 4 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 5 Ewolucja gwiazd 3: wiek dojrzały Gwiazda ciągu głównego Słońce: t ~ 1010 lat Synteza jądrowa wodoru Wypalone jądro zapada się i ogrzewa Ciśnienie promieniowania z powłoki wodorowej powoduje ekspansję atmosfery Czerwony olbrzym 6 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 węgiel i tlen W najbardziej masywnych gwiazdach osiągane są temperatury wystarczające do syntezy cięższych pierwiastków Gwiazda helowa, nadolbrzym Ciśnienie grawitacyjne ↔ ciśnienie termodynamiczne 7 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 8 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) 9
