Ewolucja WszechświataWykład 9

Diagram HR

Ewolucja gwiazd małych9 mld lat 1 mld lat

Spalanie wodoru w jądrze

Spalanie wodoru w warstwie otaczającej jądro

Błysk helowy

Spalanie helu w jądrze

Gwiazda odrzuca zewnętrzne warstwyJądro kurczy się

Mgławica planetarna

Jądro stygnie – brak paliwa

Biały karzeł

Ewolucja gwiazd

Symulacje powstawania gwiazd: http://www.ukaff.ac.uk/movies.shtml

Obłok gazowy o masie 50 Słońc zaczyna zapadać się pod wpływem grawitacji. Tworzą się gwiazdy, niektóre z proto-planetarnymi dyskami.

Początkowo obłok ma 1,2 lat świetlnych średnicy i temperaturę 10 K.

Ewolucja gwiazd masywnychGwiazdy o masach większych niż 3 masy Słońca

Nukleosynteza nie kończy się na węglu, jak dla gwiazd mniejszych.

Gdy wyczerpią się zapasy helu, jądro gwiazdy kurczy się i osiąga temperaturę (T > 600 mln K), przy której dochodzi do zapalenia węgla:

MgCC 241212

pNaCC 231212

NeCC 201212

2161212 OCC

+13,930 MeV

+2,238 MeV

+4,612 MeV

-0,114 MeV

Ewolucja gwiazd masywnych

Nukleosynteza kończy się na żelazie 56Fe.

Synteza żelaza jest już procesem endotermicznym.

Ewolucja gwiazd masywnych

Synteza coraz cięższych jąder trwa coraz krócej!

Podczas syntezy żelaza jądro traci energię

Jądro zaczyna się zapadać i ogrzewać.

Ewolucja gwiazd masywnych

W temperaturze 5 – 10 mld K zaczyna się proces fotodezintegracji jąder:

nHeFe 413456

npHe 224

Podczas zapadania jądro przechodzi przez fazę białego karła (zdegenerowany gaz elektronowy), jednak masa jest większa niż 1,44M i ciśnienie zdegenerowanego gazu nie może powstrzymać grawitacji.

Jądra atomowe rozpadają się

W procesie tym pobierana jest wielka energia

Jądro gwiazdy zapada się coraz szybciej

Ewolucja gwiazd masywnychWiększość protonów zamienia się w neutrony w wyniku odwrotnego rozpadu beta:

nep

Jest to proces nieodwracalny, ponieważ rozpady beta nie mogą zachodzić.

epn

Na te elektrony nie ma miejsca w przestrzeni fazowej

degeneracja gazu elektronowego

Gwiazdy neutronowe

Jądro staje się gwiazdą neutronową

Powstaje zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu, które zatrzymuje proces kontrakcji.

Neutrony też są fermionami

Obiekt o promieniu około 10 - 20 km, masie równej 1 – 2 mas Słońca i gęstości miliarda ton na cm3!

Największą masą gwiazdy neutronowej jest prawdopodobnie 1,5-2 masy Słońca (masa Oppenheimera-Volkoffa)

Gdy masa jest większa, ciśnienie zdegenerowanego gazu neutronowego nie może powstrzymać kontrakcji jądra i gwiazda zapada się w czarną dziurę.

Śmierć gwiazdy

Wypalone gwiazdy mogą zajmować położenia tylko na tych krawędziach.

Gwiazdy neutronowe

Porównanie wielkości gwiazdy neutronowej i białego karła.

Gęstość gwiazdy neutronowej jest ogromna!

Gwiazdy neutronoweW czasie kurczenia jądrazostaje zachowany moment pędu.

Wielokrotne zmniejszenie promienia powoduje znaczny wzrost prędkości rotacji.

Gwiazdy neutronowe mają bardzo silne, dipolowe pola magnetyczne. Bieguny magnetyczne nie muszą znajdować się na osi rotacji.

Niektóre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary. Pulsary wysyłają krótkie błyski o częstościach radiowych, powtarzające się z zegarową dokładnością z okresem od milisekund do sekund.

Fale radiowe generowane są przez relatywistyczne elektrony, krążące wokół linii sił pola magnetycznego.

Kierunek emisji promieniowania ograniczony jest do wąskiego stożka w przestrzeni, który szybko rotuje wraz z gwiazdą.

Supernowa Jądro gwiazdy z materii neutronowej jest nieściśliwe.

Opadające na nie zewnętrzne warstwy gwiazdy, gwałtownie odbijąją się.

Gwiazda wybucha jako supernowa

Emituje tyle energii, ile cała galaktyka (miliardy gwiazd) W czasie wybuchu zachodzą

szybkie reakcje syntezy ciężkich pierwiastków (cięższych od żelaza).

Cykl życiowy masywnej gwiazdy

Supernowa

Wybuch supernowej trwa zaledwie kilka dni.

Zmiany jasności supernowej w czasie.

Supernowa

nukleosynteza Wyczerpanie zapasów i kontrakcja jądra

Początek wybuchu

W trakcie wybuchu maleje jasność i zmienia się barwa od niebieskiej do czerwonej

Pozostała wirująca gwiazda neutronowa - pulsar

Supernowa

Jej jasność porównywalna z jasnością całej galaktyki

Zmienność jasności supernowej w czasie

Wybuch supernowej w galaktyce Centaurus A

Po kliknięciu na zdięciu uruchomi się film mpeg

Supernowa

Porównano dwa zdjęcia Głębokiego Pola Hubble'a, wykonane w odstępie 2 lat: w 1995 i 1997 r. Porównując komputerowo jasność galaktyk i jej zmiany, odkryto nagłe pojaśnienie na zdjęciu z 1997 r. Supernowa!

Trzy zdjęcia wykonane za pomocą HST ukazują: (u góry) Głębokie Pole Hubble'a z licznymi odległymi galaktykami;

(u dołu z lewej) strzałka wskazuje galaktykę eliptyczną, w której wybuchła supernowa - obszar ten to powiększony kwadracik na górnym zdjęciu;

(u dołu z prawej) sama eksplodująca gwiazda. Fot. NASA/Adam Riess/STScI.

Supernowe Kolizja dwóch galaktyk NGC 4038 i NGC 4039 w konstelacji Kruka (zdjęcie z obserwatorium Chandra). Czarne dziury i gwiazdy neutronowe widoczne jako silne źródła promieniowania rentgenowskiego (jasno świecące plamy). W czasie kolizji galaktyk rzadko dochodzi do bezpośrednich zderzeń gwiazd, w zamian za to chmury gazu i pyłu obu galaktyk, oddziałując na siebie, wyzwalają gwałtowne eksplozje gwiazd olbrzymów, w wyniku których powstają tysiące supernowych. Eksplodujące gwiazdy pozostawiają bąble wzbudzonego gorącego gazu i zapadnięte jądra gwiazd. Autor: NASA

Wielkości gwiazd -porównanie

Ewolucja gwiazd - podsumowanie

Ewolucja gwiazdy podobnej do Słońca

Ewolucja gwiazdy masywnej

Brązowe karły

Ewolucja gwiazd - podsumowanieM

asa

gwia

zdy

Gromady gwiazd

Droga Mleczna w otoczeniu gromad gwiazd.Fot. Obserwatorium w Lund

Gromady otwarte

Gromady gwiazd

Gromady otwarte są mniejsze od gromad kulistych. W ich skład wchodzi do kilku tysięcy gwiazd.

Są stosunkowo młode, ich wiek dochodzi do kilku miliardów lat, ale najmłodsze z nich liczą sobie zaledwie kilka milionów lat.

Gromada otwarta NGC1850

Gromady gwiazdDiagramy HR dla gromad otwartych – prawie wszystkie gwiazdy leżą na ciągu głównym. Wiek gromady liczony w milionach lat.

Gromady gwiazd

Wiek gromady można określić na podstawie punktu odejścia od ciągu głównego.

Gromady gwiazd

W skład gromad kulistych wchodzi wiele tysięcy lub nawet milionów gwiazd, które tworzą sferę.

Gromady tego typu są bardzo stare - czasem ich wiek jest zbliżony do wieku Wszechświata.

Gromady kuliste

Gromady gwiazd

Diagram HR dla gromady kulistej NGC6362

Wiek gromady: 12 mld lat

Populacje gwiazd

Populacja II - gwiazdy starsze, występujące zwykle w obszarach pozbawionych gazu i pyłu takich jak gromady kuliste i jądra galaktyk.

Podział gwiazd wprowadzony przez W. Baadego w latach 1940:

Populacja I - gwiazdy względnie młode, występujące w ramionach spiralnych galaktyk, zwykle w sąsiedztwie gazu i pyłu.

Gwiazdy neutronowe

Gwiazda w końcowym etapie swojej ewolucji, zbudowana ze zdegenerowanych neutronów.

Obiekt o rozmiarach rzędu 10 - 20 km, masie zbliżonej do masy Słońca.

Analogia do stanu podstawowego atomu. Neutrony zajmują najniższe poziomy energetyczne i one określają rozmiary gwiazdy, podobnie jak elektrony zajmujące najniższe stany energetyczne w atomie określają jego wielkość.

Istnienie gwiazd neutronowych zostało przewidziane teoretycznie w 1938 r. (L. Landau), a pierwszych obserwacji dokonano w 1967 r. (odkrycie pulsara przez J. Bell i A. Hewisha).

Gęstość materii we wnętrzu gwiazdy neutronowej rośnie od kilku g/cm3 na powierzchni do ~ 1015 g/cm3 w jej centrum. Ogromna siła grawitacji powoduje, że już na głębokości kilku metrów gęstość materii przekracza 106 g/cm-3.

Gwiazdy neutronowe

Gwiazda neutronowa rodzi się jako obiekt bardzo gorący, o temperaturze wnętrza T ~ 1011 K

Szybko stygnie – już po roku temperatura spada do T ~ 109 K

Gwiazdy neutronowe powstają w wyniku zapadania grawitacyjnego centralnych rdzeni masywnych gwiazd (M > 8 mas Słońca), poprzedzającego wybuch supernowej.

Mogą również powstawać w wyniku zapadania grawitacyjnego akreujących materię białych karłów.

Gwiazdy neutronowe

Często gwiazdy neutronowe występują w układach podwójnych. Gaz z pobliskiego sąsiada może opadać na gwiazdę neutronową, przyciągany przez jej silne pole grawitacyjne. Gaz opada po spirali w środku, której znajduje się gwiazda neutronowa. Podczas opadania gaz tworzy dysk akrecyjny.

Akrecja na gwiazdę neutronową. Materia opadająca na gwiazdę w okolicach biegunów wytwarza duże ilości energii. W przestrzeń zostaje wysłane silne promieniowanie X. Świat Nauki, styczeń 1994

Gwiazdy neutronowe

Centaur X-3. Rentgenowski układ podwójny gwiazdy neutronowej i błękitnej gwiazdy o masie 10 - 40 mas Słońca. Świat Nauki, styczeń 1994

Gwiazdy neutronowe

W czasie kurczenia jądra zostaje zachowany moment pędu.

Wielokrotne zmniejszenie promienia powoduje znaczny wzrost prędkości rotacji.

Gwiazdy neutronowe

Ilustracja zachowania momentu pędu

Kliknij na obrazek

Gwiazdy neutronoweJądra znajdujące się w najbardziej zewnętrznej warstwie gwiazdy nie ulegają rozpadowi, lecz tworzą rodzaj skorupy krystalicznej materii jądrowej, utrzymującej materię gwiazdy w równowadze.

Odkrycie pulsarówW 1967 w Instytucie Astronomii Uniwersytetu w Cambridge prof. Hewish zajmował się błyskami źródeł promieniowania radiowego.

Doktorantka Hewisha, Jocellyn Bell, zarejestrowała szybkozmienne źródło pulsujące z niezwykle precyzyjnym okresem powtarzalności:

T = 1.27376349759 s

Okres zmian zbyt mały,aby wytłumaczyć pulsacje przez efekt zaćmieniowy w układzie podwójnym lub oscylacje gwiazdy.

Tak szybki obrót mogła wytrzymać tylko hipotetyczna supergęsta gwiazda neutronowa o promieniu około 10 km.

Rozwiązanie:Rotacja małej gwiazdy ze źródłem promieniowania znajdującym się na jej powierzchni.

Niebawem odkryto następne o okresie T=0.033 s

Pierwsze pulsary były opatrywane inicjałami LGM (od Little Green Man).

Odkrycie pulsarówPoczątkowo podejrzewano związek pulsarów z pozaziemskimi cywilizacjami – blokada informacyjna zarządzona przez władze Brytyjskiej Marynarki Królewskiej.

Dopiero stwierdzenie systematycznego wydłużenia się okresu obaliło hipotezę cywilizacji pozaziemskiej.

Inicjały LGM zostały zastąpione przez PSR (od Pulsating Radio Source)

Dzisiaj znamy ponad 700 pulsarów, obserwowanych w paśmie radiowym, a także optycznym, rentgenowskim i wysokoenergetycznym gamma.

Promieniowanie pulsarów

W czasie grawitacyjnego zapadania gwiazdy zachowywany jest strumień pola magnetycznego. Ponieważ zapadająca się gwiazda neutronowa zmniejsza rozmiar około milion razy, jej pole powierzchni zmniejsza się 1012 razy. Tak więc gwiazdy neutronowe obdarzone są gigantycznymi polami magnetycznymi.

Promieniowanie pulsarów

Kształt impulsów podobny dla wszystkich długości fal, wskazuje, że źródło emisji jest w jednym miejscu gwiazdy.

Skorupa (crust) to jądra żelaza tworzące siatkę krystaliczną. Swobodne elektrony w skorupie krążą wokół linii pola magnetycznego, emitując skolimowaną wiązkę fal w zakresie od rentgenowskich do radiowych.

Promieniowanie pulsarów

Wiązka promieniowania wiruje wokół osi obrotu gwiazdy – efekt latarni morskiej.

Bieguny magnetyczne zwykle nie leżą na osi rotacji.

Wiele gwiazd neutronowych nie obserwujemy w postaci pulsarów, ponieważ ich wiązki radiowe nigdy nie trafiają w Ziemię.

Promieniowanie pulsarówPrędkość kątowa maleje, a okres obrotu wydłuża się w tempie T/T = 10-15.

Wypromieniowanie energii odbywa się kosztem energii kinetycznej ruchu obrotowego pulsara.

Systematyczne wzrastanie okresu czasami zakłóca nagłe zmniejszenie jego wartości.

Glicz, czyli trzęsienie gwiazdy

Promieniowanie pulsarów

Glicz - nagłe skrócenie okresu rotacyjnego spowodowane gwałtowanym zmniejszeniem momentu bezwładności.

Nadciekłe jądro gwiazdy neutronowej, które w wyniku szybkiej rotacji jest eliptyczne, otoczone jest krystaliczna skorupą.

Promieniowanie pulsarów

Pulsar systematycznie spowalnia swoją rotację

Zmniejsza się eliptyczność jądra i krystaliczna skorupa traci podtrzymujące ją podłoże.

Skorupa co jakiś czas pęka, załamuje się i opada na jądro.

Promień gwiazdy neutronowej maleje ze wzrostem masy

Maleje moment bezwładności i wzrasta prędkość kątowa

Przyspieszenie okresu o jedną milionową część odpowiada zmniejszeniu się pulsara o jedną dziesiątą milimetra. Gdyby pulsara powiększyć do wielkości Ziemi, oznaczało by to, że w wyniku trzęsienia Ziemi jej powierzchnia nagle opadłaby wszędzie o jeden metr.