GWIAZDY SUPERNOWEJ. WSZYSTKO WE WSZECHŚWIECIE WIECIE PODLEGA ZMIANOM GWIAZDY RÓWNIER. WNIEś. PRZECHODZĄ ONE : FAZĘ NARODZIN, WIEK DOJRZAŁY,

Transkrypt

1

2 WSZYSTKO WE WSZECHŚWIECIE WIECIE PODLEGA ZMIANOM GWIAZDY RÓWNIER WNIEś. PRZECHODZĄ ONE : FAZĘ NARODZIN, WIEK DOJRZAŁY, W KOŃCU UMIERAJĄ. NIEKTÓRE Z NICH KOŃCZ CZĄ śycie W SPEKTAKULARNYM AKCIE WYBUCHU tzw. GWIAZDY SUPERNOWEJ. O TYM BĘDZIE B MOWA W NINIEJSZEJ PREZENTACJI.

3 NARODZINY GWIAZD TWORZYWEM, Z KTÓREGO FORMUJĄ SIĘ GWIAZDY JEST MATERIA MIĘDZYGWIAZDOWA ZWŁASZCZA OBŁOKI OKI GAZOWO PYŁOWE OWE.

4 WSZTSTKIE GWIAZDY RODZĄ SIĘ W TAKICH OBŁOKACH. GĘSTSZY FRAGMENT OBŁOKU KURCZY SIĘ POD WPŁYWEM WŁASNEJ GRAWITACJI I STOPNIOWO NAGRZEWA.

5 EMBRIONY GWIAZD W KOKONIE PYŁOWO GAZOWYM. SĄ TO tzw. PROTOGWIAZDY. W TRAKCIE KON- DENSACJI PROTO- GWIAZDA STOPNIO- WO NAGRZEWA SIĘ DO OK. 3000K ZAŚ W CENTRUM DO MILIONA K.

6 Ewolucja gwiazd - 1 GDY TEMPERATURA W CENTRUM (W JĄDRZE) J GWIAZDY OSIĄGNIE OK. 15 mln. K TO ZACZYNA SIĘ TAM REAKCJA TERMOJĄDROWA, KTÓRĄ SKRÓTOWO MOśNA ZAPISAĆ : H He + 2e + 2νe + + 2γ W JEJ WYNIKU STOPNIOWO W JĄDRZE J GWIAZDY UBYWA WODORU I PRZYBYWA HELU. TRWA TO - W ZALEśNO NOŚCI OD POCZĄTKOWEJ MASY OD KILKUSET MILIONÓW W LAT DO PONAD 10 MILIARDÓW W LAT. NA TYM ETAPIE EWOLUCJI JEST OBECNIE NASZE SŁOŃCE. S PRĘDZEJ LUB PÓŹNIEJ P WODOROWE PALIWO WYCZERPIE SIĘ I GWIAZDA PRZEJDZIE DO KOLEJNEGO ETAPU SWOJEGO śycia.

7 Ewolucja gwiazd - 2 Dalszy przebieg ewolucji gwiazdy zaleŝy y głównie g od jej masy w momencie rozpoczęcia cia reakcji termoją- drowych w jej wnętrzu. DuŜa a masa => szybsza ewolucja krótsze Ŝycie gwałtowny koniec EJ 3.5 MAS SŁOŃCAS TYLKO GWIAZDY O MASACH POCZĄTKOWYCH POWYśEJ DOCHODZĄ W KOŃCU SWOJEGO śycia DO WYBUCHU SUPERNOWEJ. TAKIMI GWIAZDAMI ZAJMIEMY SIĘ W DALSZYM CIĄGU NINIEJSZEJ PREZENTACJI.

8 Ewolucja gwiazd - 3 GDY W JĄDRZE J GWIAZDY WYCZERPIE SIĘ PALIWO WODOROWE TO HELOWE JĄDRO J STOPNIOWO KURCZY SIĘ I NAGRZEWA ZAŚ POZOSTAŁE WARSTWY GWIAZDY ROZDYMAJĄ SIĘ TWORZĄC C GWIAZDĘ OLBRZYMA. GDY TEMPERATURA JĄDRA J OSIĄGNIE OK K ZACZNIE SIĘ PROCES TERMOJĄDROWEGO SPALANIA HELU W WĘGIEL: W He+ He+ He C 4 + γ A W KOLEJNYM ETAPIE, W MIARĘ PRZYBYWANIA WĘGLA W ZACZNIE SIĘ REAKCJA: C+ He O + γ ROZDĘTYM NADOLBRZYMEM NA TYM ETAPIE GWIAZDA JEST ROZD O ROZMIARACH NAWET WIĘKSZYCH OD ORBITY ZIEMSKIEJ.

9 GWIAZDY - olbrzymy i nadolbrzymy o średnicy porównywalnej z średnicą orbity Marsa,

10 Ewolucja gwiazd - 4 GDY WYCZERPUJE SIĘ ZAPAS HELU JĄDRO J GWIAZDY ZNÓW W KURCZY SIĘ I NAGRZEWA. PRZY TEMPERATURZE OK. 800 mln. K ZACZNĄ SIĘ KOLEJNE REAKCJE TERMOJĄDROWE: C+ 12 C 24 Mg γ O+ O Si+ He Si + C Ca + γ STOPNIOWO W KOLEJNYCH PROCESACH TERMO- JĄDROWYCH POWSTAJĄ CORAZ CIĘś ĘśSZE PIERWIASTKI, Aś DO śelaza WŁĄW ŁĄCZNIE C+ 12 C Na+ C+ C Ne+ He C+ C O + 2 He H

11

12

13 JĄDRO MASYWNEJ GWIAZDY KRÓTKO PRZED WYBUCHEM

14 JĄDRO MASYWNEJ GWIAZDY KRÓTKO PRZED WYBUCHEM GDY MASA śelaznego RDZENIA PRZEKROCZY WARTOŚĆ KRYTYCZNĄ ZACZYNA SIĘ JEGO KATASTROFICZNY KOLAPS (IMPLOZJA). JEST TO MOMENT WY- BUCHU SUPERNOWEJ.

15 W KOŃCU NASTĘPUJE IMPLOZJA śelaznego RDZENIA GWIAZDY, KTÓRA PROWADZI DO POWSTANIA EGZOTYCZNEGO OBIEKTU - TZW. GWIAZDY NEUTRONOWEJ. NATOMIAST SPADAJĄCE NA TO NEUTRONOWE JĄDRO J ZEWNĘTRZNE WARSTWY GWIAZDY ODBIJAJĄ SIĘ GWAŁTOWNIE I CAŁA A DOTYCHCZASOWA GWIAZDA ZOSTAJE ROZERWANA W WYBUCHU SUPERNOWEJ.

16 W TRAKCIE KOLAPSU śelaznego RDZENIA, W TEMPERATURZE KILKU MILIARDÓW W KELVINÓW, ZACZYNA SIĘ PROCES DEZINTEGRACJI JĄDER J ATOMOWYCH: 56 Fe + γ 13 He+ 4 4n o 4 + He + γ 2p + 2n o PNIE ZACHODZI PROCES NEUTRONIZACJI MATERII W REAKCJI NASTĘPNIE ZACHODZI PROCES TZW. ODWROTNEGO PROCESU β : p + + e o n PRZY KTÓRYM WYDZIELA SIĘ OGROMNA ILOŚĆ NEUTRIN (TZW. BŁYSKB NEUTRINOWY) + ν e

17 IMPLOZJA JĄDRA J GWIAZDY - kolejne fazy

18 IMPLOZJA JĄDRA J GWIAZDY - kolejne fazy

19 EKSPLOZJA SUPERNOWEJ (kolejne fazy)

20 ZDJĘCIE PRZED I PO WYBUCHU

21 PRZED I PO WYBUCHU

22 WYBUCH SUPERNOWEJ WIDAĆ NAWET W ODLEGŁEJ EJ GALAKTYCE

23 NUKLEOSYNTEZA W TRAKCIE WYBUCHU SUPERNOWEJ W CIĄGU KILKUNASTU MINUT WYBUCHU POPRZEZ KOLEJNE WYCHWYTY NEUTRONÓW W I ROZPADY BETA POWSTAJĄ PIERWIASTKI CIĘś ĘśSZE OD śelaza: X X A Z + n A+ 1 Z β X LUB PRZEZ WYCHWYTY NEUTRIN: X A Z A+ 1 Z X A+ 1 Z+ 1 + e A + Z+ 1 + ν + ν X e e TO WŁAŚNIE W WYBUCHY SUPERNOWYCH WYPRODUKOWAŁY Y ISTNIEJĄCE WE WSZECHŚWIECIE WIECIE (W TYM TAKśE E NA ZIEMI) CIĘś ĘśSZE PIERWIASTKI. JESTEŚMY (POŚREDNIO) PRODUKTEM WYBUCHÓW W SUPERNOWYCH. e

24 KRAJOBRAZ PO KATAKLIŹMIE (1) (MGŁAWICA KRAB) Pozostałość po wybuchu gwiazdy supernowej z 1054 r.

25 KRAJOBRAZY PO KATAKLIŹMIE (2)

26 KRAJOBRAZ PO KATAKLIŹMIE (3)

27 KRAJOBRAZ PO KATAKLIŹMIE (4)

28 PULSAR - GWIAZDA NEUTRONOWA POZOSTAŁOŚĆ PO ZAPADNIĘTYM śelaznym RDZENIU GWIAZDY

29

30 PODSUMOWANIE: OD MASYWNEGO CZERWONEGO OLBRZYMA POPRZEZ WYBUCH SUPERNOWEJ DO GWIAZDY NEUTROOWEJ

31 GDY MASA ZAPADAJĄCEGO SIĘ RDZENIA śelaznego PRZEKRACZA DWIE MASY SŁOŃCA S TO ZAMIAST GWIAZDY NEUTRONOWEJ UTWORZY SIĘ EGZOTYCZNY RELATYWISTYCZNY TWÓR - CZARNA DZIURA O ROZMIARACH KILKU KILOMETRÓW W OTOCZONA MATERIĄ POZOSTAŁĄ PO WYBUCHU.

32

33 A TERAZ POZNAMY INNĄ DROGĘ EWOLUCYJNĄ PROWADZĄCĄ DO WYBUCHU SUPERNOWEJ. BĘDĄ TO SUPERNOWE W UKŁADACH GWIAZD PODWÓJNYCH (tzw. SN Ia )

34 GWIAZDY DOŚĆ CZĘSTO WYSTĘPUJĄ JAKO UKŁADY PODWÓJNE - CZYLI DWA SKŁADNIKI (NA OGÓŁ O RÓśNYCH MASACH) OBIEGAJĄCE SIĘ WZAJEMNIE. T TERAZ INTERESUJĄ NAS GWIAZDY O MASACH ZBLIśONYCH DO SŁOŃCA. S

35 GWIAZDY O MASACH MNIEJSZYCH NIś 2.5 MASY SŁOŃCA S U SCHYŁU SWEGO śycia (PO WYPALENIU WODORU W JĄDRZE J I CZĘŚ ĘŚCIOWYM WYPALENIU HELU W WĘGIEL) W ODRZUCAJĄ STOPNIOWO SWE ZEWNĘTRZNE WARSTWY. POZOSTAJE NATOMIAST GORĄCE HELOWO WĘGLOWE W JĄDRO J JAKO TZW. BIAŁY Y KARZEŁ OTOCZONY MGŁAWIC AWICĄ PLANETARNĄ

36 MOśE SIĘ ZDARZYĆ, śe W CIASNYM UKŁADZIE PODWÓJNYM JEDEN ZE SKLADNIKÓW JEST JUś W FAZIE BIAŁEGO KARŁA, NA KTÓREGO PRZE- PŁYWA MATERIA Z DRUGIEGO SKŁADNIKA. MASA BIAŁEGO KARŁA STOPNIOWO WZRASTA. ALE ISTNIEJE MASA KRYTYCZNA, KTÓREJ BIAŁY KARZEŁ PRZEKROCZYĆ NIE MOśE GDYś?

37 KIEDY MASA BIAŁEGO KARŁA A OSIĄGNIE I PRZEKROCZY 1.5 MASY SŁONECZNEJ TO WZROST TEMPERATURY I CIŚNIENIA WYWOŁA NIEMAL NATYCHMIASTOWE REAKCJE TERMOJĄDROWE W CAŁEJ JEGO OBJĘTO TOŚCI. KOLEJNE FAZY ROZPRZESTRZENIANIA SIĘ WYBUCHU TERMOJĄDROWEGO WEWNĄTRZ BIAŁEGO KARŁA. DZIEJE SIĘ TO W CIĄGU NIECAŁEJ SEKUNDY. SUPERNOWA POCHODZĄCA CA Z TAKIEGO PROCESU EWOLUCYJNEGO NIE POZOSTAWIA PO SOBIE GWIAZDY NEUTRONOWEJ (PULSARA) CAŁA A GWIAZDA ZOSTAJE ROZERWANA A JEJ MATERIA ROZPRASZA SIĘ STOPNIOWO W OŚRODKU O MIĘDZYGWIAZDOWYM.

38 POZOSTAŁOŚĆ PO SUPERNOWEJ TYCHO Z 1572 r. JEST PRZYKŁADEM OMAWIANEGO TU SCHEMATU WYBUCHU. NIE POZOSTAŁA A PO NIM GWIAZDA NEUTRONOWA.

39 PO WYGLĄDZIE KRZYWEJ ZMIAN JASNOŚCI CI MOśNA STOPNIOWO ROZPOZNAĆ,, KTÓRY TYP SUPERNOWEJ OBSERWUJEMY. TYP Ia - WYBUCH BIAŁEGO KARŁA A W UKŁADZIE PODWÓJNYM TYP II - WYBUCH MASYWNEJ GWIAZDY I POWSTANIE GWIAZDY NEUTRONOWEJ (LUB CZARNEJ DZIURY)

40 EKSPLOZJE GWIAZD SUPERNOWYCH MOGĄ SPRZYJAĆ POWSTAWA- NIU ZAGĘSZCZEŃ W OBŁOKACH MIĘDZY- GWIAZDOWYCH PRZYSPIEWSZAJĄC PROCESY KONDENSACJI UMIERAJĄC WYBUCHO- WO MASYWNA GWIAZDA MOśE WIĘC UŁATWIAĆ POWSTAWANIE KOLEJ- NEGO POKOLENIA GWIAZD. MY TEś ISTNIEJEMY DZIĘKI WYBUCHAJĄCYM CYM GWIAZDOM SUPERNOWYM.

41 J. SIKORSKI, IFD. UNIWERSYTET GDAŃSKI