gwiazd
advertisement
Synteza jądrowa (fuzja) FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Cykl życia gwiazd FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Narodziny gwiazd: obłok molekularny FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Rozmiary obłoków (Giant Molecular Cloud) są rzędu setek lat świetlnych. Masa na ogół pomiędzy 105 a 107 mas Słońca. W obłoku molekularnym formują się cząsteczki wodoru H2. Powstanie niejednorodności obłoku powoduje, że pod wpływem pola grawitacyjnego materia gęstnieje. Zapadanie się fragmentu obłoku prowadzi do powstania protogwiazdy. Dalsze losy gwiazdy zależą od jej masy. Rodzaje gwiazd : brązowe karły FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Brązowe karły mają zbyt małą masę (0.08 mam Słońca), by reakcja syntezy wodoru mogła stanowić główne źródło energii. Stopniowo stygną, a spalaniu w ich wnętrzu ulega deuter lub lit. Ciśnienie promieniowania FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Radiometr Crookes’a Żagiel słoneczny Radiometr Nicholsa Ciśnienie promieniowania FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Powierzchnia absorbująca: Ciąg główny FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Ciąg główny: spalanie wodoru FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Ciśnienie promieniowania równoważy ciśnienie grawitacyjne. Tempo spalania wodoru zależy od masy gwiazdy. Rodzaje gwiazd: czerwone karły FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Czerwone karły mają masę pomiędzy 0.08 a 0.5 mas Słońca i małą jasność (do 10% jasności Słońca). Są najliczniejszymi gwiazdami we Wszechświecie. Spalanie wodoru zachodzi powoli – żaden z czerwonych karłów powstałych od początku Wszechświata nie opuścił jeszcze ciągu głównego. Powstający hel jest usuwany z jądra dzięki konwekcji, co pozwala na wydajne spalanie wodoru. Nie występują jednak dalsze etapy – synteza cięższych pierwiastków z helu. Końcowym etapem ewolucji jest biały karzeł. Biały karzeł FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Gwiazda o dużej gęstości, dla której siły grawitacji są równoważone przez degenerację gazu elektronowego. Skład: Tlen – węgiel (jako produkt syntezy z helu) Tlen- neon - magnez (jeśli węgiel uległ spaleniu) Hel (utrata masy na rzecz sąsiada z układu podwójnego) Biały karzeł FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Granica Chandrasekhara: maksymalna masa białego karła wynosi 1.4 masy Słońca. Gwiazda jest tym mniejsza, im jest cięższa – większa masa prowadzi do wybuchu białego karła (powstania supernowej). 1 R~ 3 M Na skutek emisji promieniowania przez jądra atomowe biały karzeł stopniowo stygnie stając się czarnym karłem (hipotetycznie). Słońce FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ W jądrze Słońca (1/4 promienia) wytwarzane jest 99% energii. Temperatura: jądra: 15.7·106K , powierzchni – 5700K. Jądro w stanie równowagi dynamicznej – zwiększenie temperatury spowoduje zwiększenie objętości i spadek tempa reakcji, zmniejszenie temperatury – spadek objętości i wzrost tempa reakcji Słońce FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Masa: 1.989·1030 kg (334000 mas Ziemi) Promień: 0.696·109 m (109 promieni Ziemi) Średnia gęstość: 1.408 kg/m3 Moc: 3.827·1026W Okres obrotu: około 25 dni (równik) Skład: 73.5% wodór, 24.9% hel, około 1.6% - inne Słońce FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Jądro: gęstość 150g/cm3 Gęstość energii: 270W/m3 Strefa radiacyjna: 70% promienia Słońca. Jony wodoru i helu wysyłają fotony, absorbowane przez kolejne jony. Gęstość 20-0.2 g/cm3 Strefa konwekcyjna: częściowo zjonizowane atomy gazu unoszą się ku powierzchni na skutek konwekcji. Przy powierzchni wzrasta gęstość gazu co powoduje jego opadanie ku dolnej granicy strefy. Gęstość od 0.2 g/cm3 do 0.2 g/m3 Atmosfera: kilka warstw, w tym tzw. korona – obszar o małej gęstości, ale wysokiej temperaturze (106K) Fotosfera: grubość rzędu 100 km, gęstość 0.2 g/m3, emisja promieniowania Słońce FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ 99% energii Słońca pochodzi z cyklu protonowego, 1% z cyklu CNO (synteza wodoru w hel z udziałem węgla) Ewolucja gwiazd: typ słoneczny FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Tempo spalania wodoru jest tym jest szybsze, im cięższa gwiazda. Po ustaniu syntezy w jądrze, ulega ono grawitacyjnemu zapadnięciu. Energia zostaje częściowo przekazana do zewnętrznych warstw gwiazdy, w których rozpoczyna się proces syntezy helu z wodoru. Otoczka gwiazdy staje się znacznie większa, a temperatura powierzchni maleje. Ewolucja gwiazd: typ słoneczny FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Czerwone olbrzymy FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Po wyczerpaniu wodoru rozpoczyna się synteza węgla z helu. Dla gwiazd mało masywnych proces przebiega w jądrze i wymaga osiągnięcia znacznej gęstości materii. Następuje gwałtownie – „błysk helowy” Czerwone olbrzymy FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ W gwiazdach bardziej masywnych proces przebiega spokojnie, wytwarzane są warstwy w których spalane są różne pierwiastki. Mgławica planetarna FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ W gwiazdach średniej wielkości po ustaniu syntezy helu w węgiel dochodzi do odrzucenia zewnętrznych warstw. Jądro stanowiące około 20% masy gwiazdy osiąga stadium białego karła. Gwiazdy masywne: niebieskie olbrzymy FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ W gwiazdach masywnych spalanie wodoru zachodzi szybko. Po wyczerpaniu się wodoru w jądrze dochodzi do powiększania się gwiazdy. Stadium niebieskiego giganta: duża jasność, temperatura powierzchni powyżej 10 000K, masa powyżej 2 mas Słońca, promień powyżej 5 promieni Słońca. Końcowe stadium: czerwony olbrzym. Niebieskie nadolbrzymy FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Bardziej masywne gwiazdy (powyżej 10 mas Słońca) zwiększają znacznie promień, dochodząc do stadium nadolbrzyma. Spalanie wodoru w jądrze (ciąg główny) zajmuje tylko kilka milionów lat, w stadium niebieskiego nadolbrzyma spalany jest wodór z wyższych warstw. Gwiazdy mało stabilne, tracą dużą część masy. Żółte i czerwone nadolbrzymy FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Żółte olbrzymy: gwiazdy o masie 1040 mas Słońca. Mało stabilne (stadium trwa kilka tysięcy lat). Czerwone nadolbrzymy: temperatura powierzchni 3500-4500K. Głównym źrodłem energii jest spalanie helu. Masa 10-40 mas Słońca. Znaczne rozmiary (1500 razy większe od Słońca). Czas trwania stadium rzędu miliona lat. Gwiazdy Wolfa-Rayeta FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Powstają bezpośrednio jako etap ewolucji niebieskich olbrzymów o masie powyżej 40 mas słońca, lub czerwonych nadolbrzymów o masie powyżej 30 mas Słońca. Masa powyżej 20 mas Słońca. Temperatura powierzchni powyżej 30 000K. Wytwarzają silny wiatr gwiazdowy o prędkości powyżej 2000 km/s – utrata koło 10-6 części masy rocznie. Cykl węgłowo-tlenowy lub synteza węgla z helu. Supernowa FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Supernowa typu Ia: biały karzeł ściąga materię sąsiadującej gwiazdy Supernowa typu II: grawitacyjne zapadnięcie się żelazowo-niklowego jądra prowadzi do powstania materii neutronowej. Zewnętrzne warstwy opadają na jądro, ale ulegają odbiciu – wybuch supernowej. Z jądra gwiazdy powstaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Reszta materii zostaje rozproszona na skutek wybuchu. Mgławice FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ W supernowej wytwarzane są pierwiastki cięższe niż żelazo, na skutek wychwytu neutronów. Wybuchy supernowej są prawdopodobnie jedynymi źródłami takich pierwiastków we Wszechświecie. Rozproszona materia może stać się początkiem nowych układów gwiezdnych i planetarnych. Gwiazdy neutronowe FIZYKA 3 MICHAŁ MARZANTOWICZ Masa do 10 mas Słońca, przy promieniu około 10 km. Gwiazdy gorące (5·106 K). Mają dużą prędkość obrotową (częstotliwości rzędu 500 Hz) – są widoczne jako pulsary. Składnikami gładkiej i twardej otoczki są jądra atomowe i elektrony, w niższych warstwach wzrasta zawartość neutronów. Ciśnienie grawitacyjne równoważone przez ciśnienie degeneracji neutronów – jako fermiony spełniają zakaz Pauliego.
