Prezentacja programu PowerPoint
advertisement
Ewolucja Wszechświata Wykład 10 Pulsary Problemy do wyjaśnienia: Zasada zachowania momentu pędu nie tłumaczy tak szybkiego ruchu obrotowego pulsarów. Rachunki wykazują, że w ten sposób można uzyskać okresy rotacyjne rzędu 10 sekund Dlaczego pulsar tak szybko wiruje? Prędkości pulsarów są znacznie większe niż prędkości gwiazd. Nierzadko dochodzą do kilkuset kilometrów na sekundę, czasami przekraczając barierę 1000 km/s. Co nadało mu tak wielką prędkość? Pulsary Podczas wybuchu supernowej, który poprzedza uformowanie gwiazdy neutronowej (pulsara), uwalniają się neutrina. p e n Strumień neutrin unoszący znaczne ilości energii, pędu i momentu pędu emitowany jest zazwyczaj niesymetrycznie. „Silnik odrzutowy” neutrin nadaje gwieździe wielkie prędkości liniowe i kątowe. Gwiazda neutronowa na zdjęciu z teleskopu Hubble’a odległa od Ziemi o 400 lat świetlnych. Temperatura powierzchni: 700 000 K Pulsary Jedyna znana para grawitacyjnie związanych pulsarów. Artystyczna wizja dwóch pulsarów oddalonych od nas o 2000 lat świetlnych: PSR J0737-3039A i PSR J0737-3039B. Oba pulsary okrążają się nawzajem. Odkrycie dwugwiezdnego systemu, oznaczonego PSR J0737-3039B, zostało ogłoszone w 2003 roku przez międzynarodowy zespół naukowców z Włoch, Australii, Wielkiej Brytanii i USA. Układy planeterne wokół pulsarów Sławny polski radioastronom Aleksander Wolszczan odkrył wiele pulsarów. Najsłynniejszym jego odkryciem jest układ planetarny wokół pulsara PSR 1957+12 Pulsar ten wykazywał regularne odstępstwa mierzonych czasów impulsów od czasów przewidywanych dla tego pulsara. Odstępstwa te dały się wyjaśnić istnieniem co najmniej trzech ciał o masach planetarnych orbitujących wokół tego pulsara. Układy planeterne wokół pulsarów Porównanie rozmiarów i odległości Słońca i jego trzech pierwszych planet z rozmiarami i odległościami pulsara PSR 1957+12 i trzema planetami odkrytymi przez Wolszczana. Uwaga! Rozmiary i odległości nie są w jednakowej skali. Struktura gwiazdy neutronowej Powierzchnia Bardzo cienka atmosfera (kilka centymetrów grubości). Zjonizowany gaz jest skompresowany do wielkiej gęstości 103 g/cm3 Atmosfera może występować w stanie ciekłym lub stałym. Temperatura powierzchni wynosi około 107 K. Struktura gwiazdy neutronowej Zewnętrzna skorupa Z wierzchu głównie jądra żelaza 56Fe, głębiej – cięższe jądra aż do Z = 40, A = 120 Przy gęstości 106 g/cm3 elektrony przechodzą w stan degeneracji – przewodnictwo elektryczne i cieplne jest olbrzymie, ponieważ swobodne elektrony mogą przebywać duże odległości bez oddziaływań. Powierzchnia jest twarda i gładka – najwyższe góry nie przekraczają mikrometra. Struktura gwiazdy neutronowej Neutrony tworzą skomplikowane struktury gęstość jest mniejsza niż normalna gęstość jądrowa. Jednorodna materia Bardzo gęsta materia hadronowa – gęstość znacznie przewyższa normalną gęstość jądrową. Struktura gwiazdy neutronowej Rozkład nukleonów w materii jądrowej przy malejącej gęstości przewidziany przez model teoretyczny (0 – gęstość jądrowa). Czerwone – protony, białe - neutrony Przy niższej gęstości tworzą się skomplikowane struktury. Struktura gwiazdy neutronowej Wewnętrzna skorupa i zewnętrzna część jądra Przy gęstości 41011 g/cm3 neutrony wypływają z jąder. Łączą się w pary o spinie całkowitym 1 (bozony), które tworzą nadciekłą ciecz neutronową. Przy tych gęstościach neutrony formują egzotyczne obiekty, jak: „ser „lazanie” „spagetti” szwajcarski” „pulpety” gęstość Jednocześnie nieliczne protony i neutrony łączą się w pary Coopera (bozony), tworząc nadprzewodnik. Struktura gwiazdy neutronowej Wewnętrzna część jądra Przy gęstości przewyższającej 2 lub 3 krotnie gęstość jądrową 3x1014 gm/cm3 prawdopodobnie neutrony rozpadają się, tworząc plazmę kwarkowo-gluonową. Struktura gwiazdy neutronowej Gwiazda kwarkowa W 2002 znaleziono gwiazdę neutronową o promieniu poniżej 11km i masie 1,75 masy Słońca. Ten wynik jest niezgodny z wcześniejszymi rozważaniami teoretycznymi. Według teorii gwiazda powinna być dużo lżejsza. Tak duża masa i małe rozmiary oznaczają wielką gęstość, przy której neutrony rozpadają się na plazmę kwarkowo-gluonową Hipotetyczna gwiazda kwarkowa to gigantyczna cząstka o średnicy od kilku do kilkunastu km. Gwiazda kwarkowa Porównanie teoretycznych rozmiarów gwiazd kwarkowych i neutronowych z rozmiarami znalezionego pulsara. W teorii kwarkowa materia powinna składać się z trzech typów kwarków: dolnego d i górnego u (tworzą naszą ziemską materię) oraz dziwnego s. Kwarki dziwne są we wnętrzu gwiazdy kwarkowej trwałe, ponieważ zakaz Pauliego nie pozwala na pojawienie się produktów ich rozpadów (nie ma dla nich miejsca w przestrzeni fazowej). Stabilność strangeletów Strangelety – fragmenty materii zawierającej kwarki dziwne E/B – energia wiązania na barion Plazma kwarkowogluonowa (QM) Strenglet (SQM) Nukleony uu d d du ud u u d u d u d d u u d d u u s u sd s s u d u d d u dd E/B|N < E/B|QM E/B|QM > E/B|SQM E/B|N > E/B|SQM ?? Powstawanie strangletów Po przekroczeniu granicznej gęstości i temperatury powstaje plazma kwarkowogluonowa. Częściowa hadronizacja – powstają piony i kaony Emitowane cząstki unoszą energię – temperatura obniża się. + K+ ~ ud du ~ u s su ~ sd s d u ~u d ~ d ~ d s d ~ u u s ~ u d ~ u d~ s s u d u~ u K - d ~ du + d wyprowadzka anty-dziwności - zimny obojętny masywny d s u d s u stranglet Gwiazda dziwna Kwarki u, d i s są we wnętrzu gwiazdy kwarkowej wymieszane w proporcji mniej więcej 1:1:1. Gwiazda dziwna Aby w gwieździe neutronowej powstała materia kwarkowa gęstość materii w jądrze gwiazdy musi przekroczyć krytyczną wartość. Może do tego dojść, gdy na gwiazdę neutronową opada materia z jej otoczenia i masa gwiazdy rośnie. Wzrost masy powoduje zwiększenie grawitacji i kontrakcję gwiazdy, co zwiększa jej gęstość. Jeśli pojawi się niewielka ilość materii zawierająca kwarki s (strenglet), natychmiast powiększa się kosztem sąsiednich neutronów – samopodtrzymujący się proces. Gwiazda z dziwnej materii kwarkowej nie rozpadła by się nawet gdyby przestała działać grawitacja – spajają ją oddziaływania silne. Pulsary Polski wkład w badaniach pulsarów W Toruniu zbudowany został, jeden z najwyższych w Europie, 32-metrowy radioteleskop w Katedrze Radioastronomii Uniwersytetu Toruńskiego. Dzięki wysiłkom profesorów Wolszczana, Kusa, Demiańskiego i Gila, radioteleskop toruński został wyposażony w tzw. Maszynę Pulsarową, czyli urządzenie pozwalające na obserwację pulsarów Supernowe Znamy dwa typy supernowych: Typ Ia Typ II Jasność maleje w Jasność maleje sposób regularny chaotycznie Jaśniejsze (jaśniejsze od Ciemniejsze (jaśniejsze od Słońca 2,5 miliarda razy) Słońca miliard razy) Brak wodoru w ich składzie Wodór występuje w dużych ilościach Występują bardziej powszechnie: w galaktykach spiralnych (zarówno w centrum jak i w ramionach) i w galaktykach eliptycznych Występują najczęściej w ramionach galaktyk spiralnych Supernowe I typu Brak wodoru i duże ilości pierwiastków takich, jak węgiel, tlen, czy neon. Gwiazdy stare, w których wypalił się wodór. Wybuchy supernowych I typu to eksplozje białych karłów. Biały karzeł –pozostałość po ewolucji gwiazdy podobnej do Słońca. Składa się z jąder węgla i tlenu, a ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronów równoważy grawitację. Pojedynczy biały karzeł po wielu miliardach lat ostygnie do postaci czarnego karła. Co dzieje się z białym karłem w układzie podwójnym z inną gwiazdą? Supernowe I typu Gdy gwiazdy są odpowiednio blisko siebie, materia z większego partnera będzie mogła przepływać na białego karła. Spływający gaz tworzy dysk akrecyjny, powiększając masę białego karła i powodując jego kontrakcję. Gdy masa przekroczy 1,44 masy Słońca (granica Chandrasekhara) rosnąca temperatura zapoczątkuje reakcję termojądrową, syntezę węgla i tlenu w cięższe pierwiastki. Reakcja termojądrowa przebiega gwałtownie powodując wybuch. Z białego karła nie zostaje żadna pozostałość – cała materia rozprasza się w przestrzeni, wzbogacając Wszechświat w ciężkie pierwiastki. Wybuch supernowej I typu Symulacja komputerowa (Friedrich Röpke and Wolfgang Hillebrandt) Nukleosynteza zachodzi w cienkiej warstwie na powierzcni bąbla wypełnionego wypalonym materiałem. Reakcja przesuwa się w kierunku powierzchni gwiazdy. Wybuch supernowej I typu Symulacja komputerowa (Friedrich Röpke and Wolfgang Hillebrandt) Wewnątrz bąbla jest wypalony gorący materiał, na zewnątrz zimne, gęste paliwo. Stan nierównowagi prowadzi do powstawania wirów i turbulencji. Końcowa faza eksplozji. Większa część gwiazdy wypaliła się i gwałtownie wybucha. Biały karzeł przed wybuchem Wybuch supernowej I typu Symulacja komputerowa (Friedrich Röpke and Wolfgang Hillebrandt) Wybuch zaczyna się zawsze , gdy masa gwiazdy osiągnie wartość 1,44 masy Słońca. Znajomość całkowitej energii wyzwalanej w wybuchu pozwala wykorzystać supernowe Ia do wyznaczania odległości we Wszechświecie. (Świece standardowe) Kliknij Film przedstawiający symulację komputerową wybuchu białego karła. Kolory pokazują zmieniającą się prędkość propagacji płomienia. Na górze kadru zmieniająca się skala. Supernowe II typu Supernowa II typu jest końcowym etapem ewolucji gwiazd o masach większych niż 3 masy Słońca. Po wypaleniu paliwa jądrowego wewnątrz superolbrzyma tworzy się nieściśliwe jądro - gwiazda neutronowa. Opadające na jądro zewnętrzne warstwy gwiazdy, gwałtownie odbijąją się i następuje eksplozja. Eksplozja powoduje wysłanie fali uderzeniowej, która przemierza przestrzeń kosmiczną z prędkością 8 milionów km/h. W czasie wybuchu wydziela się tyle energii, że możliwa staje się nukleosynteza ciężkich jąder (cięższych od żelaza). Po wybuchu pozostaje gwiazda neutronowa (pulsar) lub czarna dziura. Brak zadawalających modeli tego procesu. Supernowe II typu W centrum mgławicy odkryto pulsara, obracającego się z częstotliwością 30 razy na sekundę. Mgławica Krab stworzona z pozostałości po supernowej z 1054 roku. Opisana przez chińskich astronomów jako nagle pojawiające się jasne światło, widziane w gwiazdozbiorze Byka, intensywnie jasne przez długi czas, widzialne nawet w ciągu dnia. Supernowe II typu W lutym 1987 odkryto najjaśniejszą supernową od 500 lat SN1987A (leżącą w Wielkim Obłoku Magellana). 167000 lat temu gwiazda po kolapsie jądra eksplodowała w ciągu kilku sekund. Wizualne zmiany w wyglądzie tej supernowej zaobserwowano ciągu dekady: Na lewym zdjęciu zrobionym w 1994 przez HST silny podmuch wiatru wyniósł pierścień gazu na odległość162 milionów km. Na obrazie z 1998 centralna gwiazda uległa zmianom. Pojawiły się też nowe dżety. Supernowa ta jest silnym źródłem promieniowania X, UV i fal radiowych Supernowe II typu 8 października 1604 roku Kepler zaobserwował w Wężowniku wybuch gwiazdy supernowej. Prezentowane zdjęcie przedstawia pozostałość po niej. Supernowe II typu Zdjęcie ukazuje w centrum jarzącą się biel o rozmiarze około 3 lat świetlnych stworzoną przez wysokoenergetyczne cząsteczki pochodzące z szybko rotującej gwiazdy neutronowej lub pulsara. Otaczająca biały obszar powłoka gorącego gazu ma średnicę 40 lat świetlnych co wskazuje na postępującą falę uderzeniową powstałą po wybuchu supernowej. Gwiazdy zmienne Cefeidy - rzadkie i bardzo jasne gwiazdy o regularnych zmianach blasku. Gwiezda delta-Cephei w konstelacji Cefeusza była pierwszą odkrytą gwiazdą zmienną tego typu. W 1912 r. astronom - Henrietta Leavitt zaobserwowała 20 gwiazd zmiennych - cefeid w Małym Obłoku Magellana. Relacja pomiędzy jasnością rzeczywistą, a okresem pulsacji cefeid: Jaśniejsze cefeidy mają dłuższe okresy zmienności. Cefeidy – świece standardowe. Gwiazdy zmienne Gwiazdy zmienne - pulsujące jasne olbrzymy i nadolbrzymy przeważnie typów widmowych F i G Gwiazdy zmienne (a) (b) Za regularne zmiany rozmiarów, a co za tym idzie - temperatury i jasności gwiazd - odpowiedzialna jest warstwa jonizacji helu. Strumień fotonów płynący z jądra nie może przedostać się przez warstwę zjonizowanego helu. Gwiazda rozszerza się (b), aż do chwili, gdy wskutek ekspansji gęstość materii zmaleje tak, że fotony swobodnie przepłyną. Naruszona równowaga pomiędzy grawitacją a ciśnieniem promieniowania. Grawitacja przeważa i gwiazda kurczy się (a). Cykl powtarza się. Jasność absolutna Gwiazdy zmienne Dni Największa objętość Ekspansja Najmniejsza objętość Kontrakcja Największa objętość Ekspansja Kontrakcja Klasyczne cefeidy •Duże amplitudy zmian blasku rzędu 1–2 mag., choć zdarzają się i amplitudy znacznie mniejsze, około 0,1 mag. •Najczęściej spotykane okresy zawierają się w przedziale od 3 do 30 dni. •Dzięki dużej jasności absolutnej (-2 do -6 mag.), stosunkowo dużej amplitudzie zmian blasku oraz dobrze określonej zależności okres– jasność absolutna, zmienne te odgrywają kluczową rolę w wyznaczaniu odległości galaktyk. Gwiazdy młode - należą do gwiazd I populacji (większość cefeid obserwujemy blisko płaszczyzny Galaktyki). Gwiazdy zmienne typu W Virginis Podobne do cefeid okresy i amplitudy zmian jasności, ale inny kształt krzywych zmian blasku (z garbami). Należą do starej populacji gwiazd (dawna nazwa – cefeidy II populacji). Występują w dużych odległościach od płaszczyzny Galaktyki, a także w gromadach kulistych. Gwiazdy typu RR Lyrae Cefeidy krótkookresowe. Okresy zawierają się w większości w przedziale 0,2–1 dnia Rozkład przestrzenny oraz częsta obecność w gromadach kulistych dowodzą przynależności do populacji II. Gwiazdy zmienne Zależność okres – jasność absolutna dla klasycznych cefeid (gwiazdy I populacji) i gwiazd typu W Virginis i RR Lyrae (gwiazdy II populacji). Gwiazdy typu W Virginis Nachylenie zależności dla gwiazd typu W Virginis jest mniejsze niż dla cefeid, a jasności absolutne są dla tych samych okresów o 1–2 mag. słabsze.
