pdfZ
advertisement
Gwiazdy Wszechświat Oryginalnie - Prawo Hubble’a v H r v - prędkość oddalania się galaktyki H - stała kosmologiczna r - odległość galaktyki od nas 1 pc 3.2616 roku świetlnego 1 pc 3.86 1016 m E. Hubble (1929) Prawo Hubble’a Wiek wszechświata: r r 1 tw 15 mld lat v Hr H km H 67.80 ± 0.77 Mpc s Prawo Hubble’a - problemy 1. Skoro zależność v(r) jest liniowa to czy dalsze galaktyki poruszają się szybciej niż światło ? 2. Skoro wszystkie galaktyki się od nas oddalają to czy jesteśmy centrum Wszechświata? 3. Dlaczego granicą obserwowanego Wszechświata jest dokładnie Horyzont Hubble’a Prawo Hubble’a R(t ) współczynnik „rozszerzalności” przestrzeni – funkcja skalująca r (t ) r (t0 ) R(t ) dr (t ) d dR(t ) v(t ) r (t0 ) R (t ) r (t0 ) dt dt dt r (t ) dR(t ) 1 dR(t ) km r (t ) H 67.80 ± 0.77 R (t ) dt R (t ) dt Mpc s „Stała Hubbla” jest funkcją skalującą, która nie musi być ani stała ani liniowa Przestrzeń/Galaktyki – Ciasto/Rodzynki Galaktyki oddalają się na skutek „rozszerzania” się samej przestrzeni t =10-43 s x 500 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 t =10-43 s t =10-43 s Najwcześniejszy moment w ewolucji Wszechświata, o którym możemy snuć wiarygodne przypuszczenia. Pojęcia przestrzeni i czasu nabrały obecnego znaczenia, a znane nam prawa fizyki zaczęły obowiązywać. Wszystkie oddziaływania fundamentalne są jedną siłą. grawitacja silne Rozmiar : 10-12 m Temperatura: 1032 K elektrosłabe Siła fundamentalna t do 10-32 s – era inflacji • • • Kolejno oddzielają się poszczególne oddziaływania. Przestrzeń powiększa się ok. 1030 razy. Wszechświat to mieszanka fotonów, kwarków i leptonów Potwierdzenie: Barrish (2014)Odkrycie fal grawitacyjnych Rozmiar : 1018 m !!!! Temperatura: 1027 K t do 10-4 s – era hadronowa • • • • Kwarki łączą się ze sobą tworząc protony i neutrony oraz ich antycząstki Wszechświat ostygł na tyle, że fotony nie mają wystarczająco energii aby je rozbić Cząstki i antycząstki anihilują Z nieznanego powodu materii jest trochę więcej – obecny świat proton u u d neutron u d d t do ok. 20 min. – era nukleosyntezy n + e+ ↔ anti-νe + p n + νe ↔ p + e− (p,n) + 2H → (3He, 3H) (3He, 3H) + (n,p) → 4He Temperatura: 109 K Nukleosynteza t ok. 300 000 lat – tworzenie atomów • • • • • Elektrony łączą się z jądrami tworząc atomy Światło w niewielkim stopniu oddziaływuje z nienaładowanymi cząstkami, może więc teraz pokonywać duże odległości Wszechśiat staje się przezroczysty Powstaje mikrofalowe promieniowanie tła – t.zw. promiemniowanie reliktowe Powstają skupiska materii będące zaczątkami gwiazd Temperatura: 104 K Mikrofalowe promieniowanie tła – satelita WMAP (2003) Mikrofalowe promieniowanie tła T=2.726 K A. Penzias & R.W. Wilson Nobel 1978 G. Smoot & J. Mather Nobel 2006 „Dark Ages” – t do ~500 mln. lat • • • Mimo, że wszechświat jest przezroczysty to jedym światłem jest to emitowane przez wodór : l = 21 cm Gdyby udało się je zaobserwować to dałoby to jeszcze lepszą mapę wczesnego wszechświata Powstały pierwsze galaktyki 21 cm 8x21 cm Wczesny Wszechświat: t ~ 1 mld. latGłębokie pole Hubble’a N S Głębokie pole Hubble’a Obserwowany Wszechświat Obserwowany Wszechświat Obserwowany Wszechświat Obserwowany Wszechświat Obserwowany Wszechświat Obserwowany Wszechświat Obserwowany Wszechświat Obserwowany Wszechświat Podsumowanie Układ Słoneczny t ~ 4.6 mld lat Dziś t = ok. 13.6 mld lat Przyszłość: rok ok. 5 000 000 000 Przyszłość: rok ok. 100 000 000 000 000 000 Zderzenia galaktyk NGC 3169 + NGC 3166 Zderzenia galaktyk Whirlpool Galaxy + NGC 5195 Zderzenia galaktyk MICE Galaxies (NGC 4676A + NGC 4676B) Powstawanie gwiazdy Mgławica gazowo – pyłowa (M rzedu kilkuset tysięcy mas Słońca) Fala uderzeniowa Fala uderzeniowa może powstać na skutek wybuchu supernowej lub zderzenia galaktyk Powstawanie gwiazdy Powstają zagęszczenia materii o masie rzędu 10 – 100 mas Słońca, kurczą się pod wpływem grawitacji – powstają protogwiazdy, Rośnie temperatura i ciśnienie. Mgławice Mgławica Orła Mgławice Mgławica Eta Carinae Mgławice Mgławica Omega Powstawanie gwiazd – np. S106 w gwiazdozbiorze Łabędzia Powstawanie gwiazd Obłok gwiazdowy zapada się na skutek grawitacji. Początkowo ma średnicę rzędu lat świetlnych i temperaturę dziesiątek Kelvinów. rok świetlny = 63241 au Przypomnienie - cykl protonowy Wymagana temperatura rzędu 15 mln K p p2 H e e p2H3 He g 3 He3He4 He 2 p p – proton 2H – deuter e+ - pozytron W trakcie cyklu emitowane jest 26.7 MeV energii e – neutrino elektronowe g – wysokoenergetyczny foton (kwant gamma) Źródło energii gwiazd o masie rzędu M Słońca Przypomnienie – cykl 3a 4 He 4 He8 Be 8 Be 4 He12 C Najprawdopodobniej cały istniejący we wrzechświecie węgiel powstał w procesie 3 alfa. Przypomnienie – cykl CNO p12C13 N g 13 C e e g p13C14 N g p14 N 15 O g 15 N e e g p15N 12 C 4 He • Liczba jąder C i N nie zmienia się • 4 protony tworzą jądro He Źródło energii gwiazd o masie większej od M Słońca Porównanie p-p i CNO Model gwiazdy Założenia: • (1) Gwiazda pozostaje w równowadze hydrostatycznej: Ciśnienie gazu oraz ciśnienie promieniowania równoważone są przez grawitację • (2) Emitowana energia jest równa energii produkowane. • Transport energii następuje poprzez prominiowanie i konwekcję • Gaz zawarty w gwieździe w przybliżeniu spełnia równanie gazu doskonałego Model gwiazdy p + p r + r r p m S r GMm GMr F 2 r r2 GMr p 2 r dla S=1 dp GM 2 dr r Model gwiazdy p + p r + r r p L – ilość energii dochodzącej do warstwy r L + L – ilość energii opuszczającej warstwę r L M 4r 2 r dL 2 4r dr – tempo produkcji energii Model gwiazdy - transport energii Model gwiazdy - Twierdzenie Vogt – Russel’a Jeżeli gwiazda pozostaje w równowadze hydrostatycznej oraz termicznej, a energia w jej wnetrzu produkowana jest w trakcje reakcji termojądrowych, wówczas jej struktura jest jednoznacznie określona przez całkowitą masę i skłąd chemiczny. Diagram HR Diagram Hertzsprunga – Russela określa zależność jasności gwiazdy od jej temperatury powierzchniowej Diagram HR Diagram HR - masy Zależność położenia na diagramie od masy gwiazdy leżącej na ciągu głównym 60 MS Słońce 0.21 MS Ewolucja gwiazdy - masa Przebieg ewolucji gwiazdy zależy od jej masy w momencie rozpoczęcia reakcji termojądrowych M < 0.08 M Słońca – brązowe karły • Gwiazda nie jest w stanie zapoczątkować przemiany wodoru w hel M < 0.8 M Słońca : Gwiazda nie jest w stanie zapoczątkować przemiany helu w węgiel M < 3 M Słońca : Gwiazda nie jest w stanie zapoczątkować cyklu CNO Słońce W momencie rozpoczęcia nukleosyntezy gwiazda przesuwa się na ciąg główny Pozycja zależy od masy ok. 90% życia gwiazdy Gwiazdy małomasywne Brązowy Karzeł : masy <0.08 MS WISE 1049-5319 (gwiazdozbiór Żagla) CFBDSIR 1458+10 (gwizdozbiór Wolarza) WISE 1828+2650(gwiazdozbiór Lutni) 54 Piscium(gwiazdozbiór Ryb) Czerwony Karzeł: masy od 0.08 do 0.6 MS Powoli spalają wodór, 80% gwiazd Drogi Mlecznej to czerwone karły. Po wypaleniu wodoru stają sie Białymi Karłami Proxima Centauri (gwizdozbiór Centaura) Składnik potrójnego układu Alfa Centauri Gwiazda Barnarda (gwiazdozbiór Wężownika) Biały Karzeł: masy od 0.08 do 0.4 MS Gwiazda wypaliła wodór, ale jest za mała aby „zapalić” hel Syriusz beta (gwiazdozbiór Wielkiego Psa) Podolbrzym • Po wypaleniu wodoru w jądrze reakcja termojądrowa wygasa • Jądro się kurczy, a jego temperatura rośnie zapalając wodór w otoczce • Wzrasta wydzielanie enrgii co powoduje rozdęcie zewnętrznych warstw Procyon (gwiazdozbiór Małego Psa) Jasność 0.38m Jasności Max. jasności planet: Jasności gwiazd: Słońce: –26,74m α CMa (Syriusz): –1,46m Księżyc w pełni: –12,71m α Car (Canopus): –0,72m Wenus –4,7m α Cen (Toliman): –0,27m Mars: –2,7m α Boo (Arktur): –0,04m Jowisz: –2,5m α Lyr (Wega): 0,03m Merkury: –1,8m α Aur (Capella): 0,08m Saturn: ok. –0,2m β Ori (Rigel): 0,1m Uran: ok. 5,5m α CMi (Procyon): 0,38m Neptun: ok. 7,5m α Eri (Achernar): 0,5m α Aql (Altair): 0,77m α Tau (Aldebaran): 0,9m α Cru (Acrux): 0,9m α Vir (Spica): 1m Olbrzym • Obiżenie temperatury warstw powierzchniowych powoduje ich nieprzezroczystość • Transport energii przez promienioanie jest niemożliwy, pozostaje konwekcja • Konwekcja prowadzi do rozrostu (~x100) gwiazdy Aldebaran (gwiazdozbiór Byka) Jasność 0.85m Polux (gwiazdozbiór Bliźniąt) Jasność 1.16m Arcturus (gwiazdozbiór Wolarza) Jasność -0.31m Superolbrzym • Jeżeli malaje objętość gwiazdy i rośnie jej gęstość to maleje liczba wolnych stanów kwantowych dla cząśtek • Gdy cząstki wypełnią wszystkie wolne stany dalszemu jej zapadaniu przedziwdziała wielkie ciśnienie • Gdy temperatura osiągnie 108 K zapala się He w procesie 3a • Szybkość tej reakcji jest bardzo czuła na temperaturę • Następuje gwałtowne zapalnie się helu – t.zw. błysk helowy • Gwiazda gwałtownie się rozrasta Superolbrzym Rigel (gwiazdozbiór Oriona) Jasność -6.7m Betelgeuse (gwiazdozbiór Oriona) Jasność -5.14m Betelgeuse / Rigel Betelgeuse Rigel Gwiazdozbiór Oriona 2 1. Betelgeuse – czerwony superolbrzym 1 3 2. Heka – olbrzym + karzeł 3. Bellatrix - olbrzym 4 4. Pas Oriona: • Alnilan – superolbrzym • Alnitak – 3 x superolbrzym • Mintaka – 4x superolbrzym 5. Saif - superolbrzym 6. Rigel - superolbrzym 6 5 Supernowa • W jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe • Pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zapada się • Jądro jest z żelaza (bardzo sprężyste) • Zewnętrzne warstwy gwiazdy opadają z dużą prędkoscią na jądro i odbijają sie od niego SN1987A – gwiazdozbiór Złotej Ryby SN1604 – gwiazdozbiór Wężownika Mgławice planatarne IC 4593 Henize 2-47 NGC 5307 NGC 5315 Gwiazdy neutronowe Gwiazdy neutronowe – Kasjopeja A
