Astrofizyka - if.pwr.edu.plmachnik/PLIKI/Fizyka_3-astro.pdf · Ewolucja gwiazd 5: śmierć gwiazdy...
Transcript of Astrofizyka - if.pwr.edu.plmachnik/PLIKI/Fizyka_3-astro.pdf · Ewolucja gwiazd 5: śmierć gwiazdy...
1
Astrofizyka
Gwiazdy, gwiazdozbiory
Obserwowane własności gwiazd – diagram HR
Parametry gwiazd i ich relacje
Modele gwiazd: gwiazdy ciągu głównego, białe karły, gwiazdy neutronowe
Ewolucja gwiazd i procesy zachodzące w gwiazdach
Słońce – heliofizyka
3
Barwa a temperatura – prawo przesunięć Wiena
Położenie maksimum
gęstości spektralnej
promieniowania równowagowego
(„ciała doskonale czarnego”):
4
Jasność a temperatura – prawo Stefana–Boltzmanna
Całkowity strumień energii promieniowania przez
powierzchnię cdc:
gdzie
– stała Stefana–Boltzmanna
Całkowita moc promieniowania:
5
Pomiar odległości w astronomii
Małe odległości – metoda paralaksy
Świece standardowe
Cefeidy zmienne (do 30 Mpc)
Zależność jasności od okresu pulsowania
Supernowe typu Ia (do 1000 Mpc)
Stała jasność maksymalna
Niezbyt często występują
1 AU
d
6
Model gwiazdy „klasycznej”Gwiazda zbudowana z niezdegenerowanej (klasycznej) plazmy protonowo – elektronowej → równanie stanu gazu doskonałego
Ciśnienie pochodzi od ciężaru gazu (ciśnienie „klasyczne”)
Ciśnienie średnie:
Równanie stanu gazu protonów:
Relacja jasność–masa (Eddington 1924):
wtedy
Przyjmuje się
Gwiazdy ciągu głównego
7
Jasność a masa – zależność Eddingtona
gwiazdki – Droga Mlecznalinia przerywana:
kwadraty – Wielki Obłok Magellanalinia ciągła:
Sir Arthur Eddington(1882-1944)
9
Gaz fermionówN fermionów w objętości V (przyjmujemy sześcian, V = L3
Zakaz Pauliego
Gęstość stanów
Energia Fermiego
Energia stanu podstawowego
Warunek silnej degeneracji
Ciśnienie kwantowe
10
Model gwiazdy „kwantowej” – białe karłyGwiazda, w której składowa elektronowa plazmy jest silnie zdegenerowana
Warunek silnej degeneracji:
(stąd gaz elektronowy osiąga stan degeneracji szybciej)
Warunek równowagi
Niech x – stosunek liczby elektronów donukleonów. Wtedy minimum energii dla
Dla mamy
(~ rozmiary Ziemi)
Białe karłyBiały karzeł – Syriusz B
11
Biały karzeł w granicy relatywistycznej – masagraniczna Chandrasekhara
R [m
]
105
106
107
108
masa10-3 M⊙ 0,1 M⊙ 10 M⊙M⊙
M kr
Jowisz
Subrahmanyan Chandrasekhar(1910-1995; Nobel 1983)
R ~ M -1/3
Duża masa ⇒ mały promień ⇒ duża gęstość
⇒ ⇒ opis relatywistyczny
W granicy ultrarelatywistycznej,
Ciśnienie kwantowe gazu elektronów:
Z porównania ze średnim ciśnieniemgrawitacyjnym:
niezależnie od promienia gwiazdy!
Porządniejsza teoria: dla
12
Gwiazdy neutronoweRozważmy obiekt złożony głównie z neutronów,
Wkłady do energii:
nierelatywistyczny zdegenerowanygaz neutronów
relatywistyczny zdegenerowany gaz elektronów
grawitacja
Z warunku stabilności dla
Dla mamyoraz gęstość
Minimum energii:
Masa graniczna dla gwiazdy neutronowej
13
PulsarySilnie 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.
Mgławica krab: centralny pulsar i wiatr pulsarowy
Zdjęcia migawkowe centralnego obszaru mgławicy Kraba(rzeczywisty okres pulsowania 33 ms)
14
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.
15
Ewolucja gwiazd 1: narodziny
Ciemna mgławica (GMC – giant molecular cloud)Gęstość ~ 106 cząstek/cm3
Masa: 105 ÷ 107 M⊙
ProtogwiazdaGęsta materia pochłania promieniowanie
– temperatura rośnieProtogwiazda świeci kosztem energii grawitacyjnej
Kurczenie grawitacyjneKryterium Jeansa:
Dla T = 100 K, M > 1200 M⊙Energia wypromieniowywana
– temperatura stałaRozpad na mniejsze obłoki
Mgławica NGC 604 – miejsce narodzin gwiazd
kilk
a –
kilk
adz
iesi
ąt m
ln la
t
16
Ewolucja gwiazd 2: młodość
Protogwiazda
Brązowy karzeł
lekka
Gęsta materia pochłaniapromieniowanie
– temperatura rośnieProtogwiazda świeci kosztem energii grawitacyjnejRozpoczynają się reakcje jądrowe
„Wiek 0” gwiazdy
ciężka
50 m
ln la
t dla
M⊙
10 m
ld la
t dla
0,1
M⊙Gwiazda ciągu głównego
17
Ewolucja gwiazd 3: wiek dojrzałyGwiazda ciągu głównego
Synteza jądrowa wodoru (cykl protonowy)
Również cykl CNO – dominujący w nieco cięższych gwiazdach
Wypalone jądro zapada się i ogrzewaCiśnienie promieniowania z powłoki wodorowej powoduje ekspansję atmosfery
Czerwony olbrzym
Sło
ńce:
t ~
101
0 la
t
18
Ewolucja gwiazd 4: starośćCzerwony olbrzym
Gwiazda helowa, nadolbrzym
2·108 K
W dostatecznie wysokiej temperaturze w jądrze zachodzi reakcja syntezy węgla:
W masywnych gwiazdach syntetyzowanyjest następnie azot i tlen
Ciśnienie grawitacyjne ↔ ciśnienie termodynamiczne
W najbardziej masywnych gwiazdach osiągane są temperatury wystarczającedo syntezy cięższych pierwiastków
(proces 3-alfa)
19
Ewolucja gwiazd 5: śmierć gwiazdy (1)Bardzo małe gwiazdy,helowy biały karzeł
Małe i średnie gwiazdy,kolaps jądra C-O z odrzuceniem zewnętrznych warstwbiały karzeł węglowo-tlenowy otoczony mgławicą planetarną
(większość białych karłów jest tego typu)
Mgławica planetarna Eskimos Mgławica planetarna Kocie Oko
20
Ewolucja gwiazd 5: śmierć gwiazdy (2)
Duże gwiazdy,masa jądra przekracza granicę Chandrasekharakolaps 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)
22
Słońce – dane obserwacyjneStała słoneczna
Odległość
Promień
Efektywna temperatura powierzchni
Widmo:
w przybliżeniu ciało doskonale czarne
rozbieżność dla wysokich energii
24
Plamy słoneczneZwiększony strumień pola magnetycznego → utrudniona konwekcja→ niższa temperatura
Powstają zwykle w parach o przeciwnej biegunowości: wejście i wyjście linii pola
Cykle aktywności Hinode's Solar Optical Telescope, NASA
źródło grafiki: Wikipedia
25
RozbłyskiRozbłysk słoneczny: Nagła emisja energii (promieniowania, cząstek)
Od kilku minut do ~ 1,5 h
Koronalny wyrzut masy, 31.08.2012
źródło:Solar Dynamics Observatory, NASA
Rozbłysk dwuwstęgowyźródło: Instytut Astronomiczny UWr