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
Download
Random flashcards
ALICJA

4 Cards oauth2_google_3d22cb2e-d639-45de-a1f9-1584cfd7eea2

Create flashcards