Gwiazdy - podstawowe wiadomości

Transkrypt

1 Gwiazdy - podstawowe wiadomości Gwiazdy przez długi czas były uważane za dekorację ziemskiego nieba W katalogach starożytnych (Hipparch, Ptolemeusz) wprowadzone zostały wielkości gwiazdowe. Gwiazdy najjaśniejsze były pierwszej wielkości, a najsłabsze szóstej. Wielkości gwiazdowe są używane do tej pory, ale wprowadzono zależność pomiędzy różnicą wielkości gwiazdowych a stosunkiem strumieni energii promieniowania który mierzymy od dwóch różnych gwiazd. ( ) f1 m 1 m 2 = 2.5log Im większa wielkość gwiazdowa tym słabsza jest gwiazda. Różnica 5 wielkości gwiazdowych, oznacza że jedna gwiazda jest 100 razy jaśniejsza niż druga. Syriusz, najjaśniejsza gwiazda nocnego nieba (mag = -1.5) jest około 1000 razy jaśniejsza od najsłabszych gwiazd widocznych gołym okiem (mag = 6) f 2

2 Katalogi gwiazd tworzone w starożytności pozwoliły E. Halleyowi w 1718 r na stwierdzenie ruchów własnych gwiazd (Syriusz, Arktur Aldebaran) Gwiazdą o największym ruchu własnym jest niewidoczna gołym okiem gwiazda Bernarda: (10 /rok) Pomiary paralaksy heliocentrycznej umożliwiły bezpośrednie pomiary odległości (chociaż tylko do pobliskich gwiazd) Spektroskopia od około 1860 (umożliwia identyfikację linii widmowych, co pozwala na określenie składu chemicznego powierzchni i panujących tam warunków takich jak temperatura i ciśnienie) Obserwacje spektroskopowe umożliwiają również pomiary prędkości radialnych: Keeler (1890), Vogel (1892) Klasyfikacja widmowa gwiazd została wykonana w oparciu o obecność linii widmowych. Najczęściej spotykane typy widmowe to (od gwiazd najgorętszych do najchłodniejszych): O B A F G K M

3 Wielkość absolutna Ponieważ gwiazdy znajdują się na bardzo różnych odległościach do porównywania jasności gwiazd wprowadzono tak zwaną wielkość absolutną. Jest to wielkość gwiazdowa jaką gwiazda miałaby gdyby była obserwowana z odległości 10 pc. Pomiędzy obserwowaną wielkością gwiazdową (m) a wielkością absolutną (M) mamy następującą zależność: m M = 5log(d) 5 + A, gdzie d jest odległością do gwiazdy wyrażoną parsekach, a A jest ekstynkcją Wielkość absolutna Słońca wynosi około 4.8 Większość gwiazd ma masę i jasność mniejszą niż Słońce (spośród gwiazd w 100 najbliższych gwiazd tylko 4 są jaśniejsze od Słońca: alfa Centauri A, Syriusz, Procjon i Altair).

4 Rozmiary gwiazd Pomiary zmian jasności i zmian prędkości radialnych dla gwiazd zaćmieniowych Pomiery zmian jasności podczas zakrycia gwiazd przez Księżyc interferometria: J.A. Anderson i F.G. Pease (1919) Poznanie własności gwiazd umożliwiło pomiary odległości metodami pośrednimi (np. porównanie jasności obserwowanej z jasnością absolutną).

5 Diagram Hertzsprunga - Russella (kolor - jasność)

6 Masy gwiazd Masy gwiazd: układy podwójne (III prawo Keplera) wizualne lub spektroskopowe Do pomiarów masy gwiazd najlepsze są rozdzielone układy zaćmieniowe dla których można wykonać pomiary zmian jasności i prędkości radialnych Z pomiarów mamy okres orbitalny układu P, półamplitudy prędkości radialnych (K 1 i K 2, przy występowaniu zaćmień możemy ocenić wartość nachylenia płaszczyzny orbitalnej do kierunku obserwacji (i).

7 Gwiazdy ciągu głównego: stabilna synteza termojądrowa wodoru w hel (cykl p-p, cykl CNO) Olbrzymy - palenie wodoru w cienkiej sferycznej warstwie Nadolbrzymy - olbrzymy o wielkich jasnościach czasem wiele sferycznych warstw z reakcjami termojądrowymi Koniec ewolucji gwiazdowej: białe karły - równowaga utrzymywana przez degenerację elektronów (Syriusz B, Procjon B) gwiazdy neutronowe - degeneracja neutronów (pulsar w mgławicy Krab) czarne dziury (Cygnus X-1)

8 Rysunek: Obłoki gazu i pyłu oświetlane przez gwiazdy

9 Rysunek: Wielka Mgławica Oriona (M42)

10 Powstawanie i ewolucja gwiazd Materia międzygwiazdowa: absorbcja i nadwyżka barwy. Mgławice absorbcyjne, emisyjne i refleksyjne. Obłoki gazowo - pyłowe i cząsteczkowe Niestabilność i zapadanie się obłoku (masa Jeansa M J ) Powstawanie gwiazd - gromady gwiazd; Kontrakcja na ciąg główny (gwiazdy typu T Tauri). Dyski protoplanetarne Gwiazdy Ciągu Głównego późniejsze etapy ewolucji Powrót części gazu do ośrodka międzygwiazdowego: wiatry gwiazdowe, mgławice planetarne, wybuchy supernowych

11 Rysunek: Mgławica planetarna Hantle (M27)

12 Rysunek: Mgławica planetarna Pierścień (M57)

13 Gwiazdy ciągu głównego Gwiazda wieku zerowego ma jednorodny skład chemiczny. Główne źródło energii: reakcje termojądrowe stabilna synteza termojądrowa wodoru w hel (cykl p-p, cykl CNO). Masy początkowe mas Słońca. Rozmiary R: promieni Słońca Temperatury efektywne T ef : K jasność L: jasności Słońca Typy widmowe od najchłodniejszych do najgorętszych: (M,K,G,F,A,B,O) Zależność promień - masa:r M 0.8 gwiazdy małomasywne, R M 0.6 gwiazdy masywne Zależność jasność - masa: L M 3.5 (masywniejsze gwiazdy żyją krócej niż mniej masywne). Główne parametry: masa i skład chemiczny.

14 Budowa wewnętrzna gwiazd ciągu głównego. Gwiazdy o masach mniejszych niż 0.3 masy Słońca są całkowicie konwektywne Gwiazdy o masach masy Słońca posiadają konwektywną otoczkę (im gwiazda gorętsza tym otoczka cieńsza). Gwiazdy o masach większych niż 1.3 masy Słońca posiadają konwektywne jądra (im większa masa gwiazdy tym większe rozmiary konwektywnego jądra). Konwekcja w efektywny sposób transportuje materię wewnątrz gwiazd Gwiazdy ciągu głównego całkowicie konwektywne i posiadające konwektywne otoczki wykazują aktywność magnetyczną (linie emisyjne w chromosferze i rentgenowską emisję koronalną)

15 Czerwone olbrzymy Masa: kilka mas Słońca. Promienie: kilka - kilkaset promieni Słońca Budowa wewnętrzna: gęste jądro, rozległa otoczka. Jasności: od kilkunastu do kilku tysięcy jasności Słońca.

16 Nadolbrzymy Zaawansowane ewolucyjnie, masywne gwiazdy Skomplikowana budowa wewnętrzna: H, He, C,O, S, Si, Mg, Fe Masywne gwiazdy na ostatnim etapie ewolucji zawieraja żelazne ja dro, którego zapadniȩcie siȩ kończy ewolucjȩ i jest przyczyna wybuchu supernowej typu II (gwiazdy z otoczka wodorowa ), lub typu Ib/c (gwiazdy które otoczkȩ wodorowa już odrzuciły). W wyniku zapadniȩcia siȩ ja dra powstaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

17 Białe karły odkrycie w końcu XIX w. (Syriusz B, Procjon B) koniec ewolucji gwiazd o masach początkowych mniejszych niż ok. 8 mas Słońca równowaga utrzymywana przez degenerację elektronów pojedyńcze i izolowane białe karły - stygniȩcie (brak reakcji termoja drowych) Masa większości obserwowanych B.K. ok. 0.6 M Promień około 0.01 R Masa maksymalna (masa Chandrasekhara): ok. 1.4 M białe karły w układach podwójnych gwiazdy symbiotyczne (z olbrzymami) gwiazdy kataklizmiczne (układy podwójne półrozdzielone) - wybuchy gwiazd nowych na skutek akrecji z gwiazdy towarzysza cej b.k. może przekroczyć masȩ krytyczna - wybuch supernowej typu Ia

18 Gwiazdy neutronowe Przewidywane teoretyczne w latach 30-tych XX w. (obiekty których równowagȩ zapewnia degeneracja neutronów) Odkrycie pulsarów (przykład: pulsar w mgławicy Krab) Promień około kilkanaście km Masa około 1.4 masy Słońca. Masa maksymalna - poniżej 3 masy Słońca samotne gwiazdy neutronowe - stygna (możliwa akrecja z ośrodka miȩdzygwiazdowego g.n. w układach podwójnych - układy rentgenowskie

19 Czarne dziury Promień grawitacyjny nierotującej czarnej dziury: Dla Słońca R g = 3 km R g = 2GM c 2 same nie promieniuja gaz poruszaja cy siȩ w pobliżu czarnej dziury może być źródłem promieniowania czarne dziury w układach podwójnych - układy rentgenowskie (od gwiazd neutronowych różnia siȩ masa i brakiem stałej powierzchni) pierwszy kandydat na gwiazdowa czarna dziurȩ Cygnus X -1

20 Brązowe karły Masy brązowych karłów zawierają się pomiȩdzy 0.01 a 0.08 masy Słońca ( mas Jowisza) Mają zbyt małą masę aby w ich wnȩtrzu temperatura mogła być wystarczaja ca do stabilnych reakcji termoja drowych zamieniaja cych wodoru na hel Powolne stygnicecie powoduje spadek jasności i temperatury powierzchniowej (dość jasne gdy sa młode, potem trudne do zaobserwowania) stare bra zowe karły maja promień - około 0.1 promienia Słońca.

21 Gwiazdy zaćmieniowe gwiazdy zaćmieniowe: gwiazdy podwójne w których obserwujemy zaćmienia. Abyśmy mogli obserwować zaćmienia musimy się znajdować blisko płaszczyzny orbitalnej układu. Niezwykle ważne źródło informacji o rozmiarach i masach gwiazd. Gwiazdy rozdzielone Gwiazdy półrozdzielone Gwiazdy kontaktowe

22 Rysunek: Zmiany jasności układu zaćmieniowego rozdzielonego

23 Rysunek: Zmiany jasności układu zaćmieniowego kontaktowego

24 Gwiazdy pulsujące Najważniejsze typy gwiazd pulsuja cych: Cefeidy - nadolbrzymy typu widmowego F-G przechodza ce przez główny pas niestabilności. Zależność okres - jasność dla Cefeid jest wykorzystywana przy wyznaczaniu odległości do sąsiednich galaktyk, a tym samym do wyznaczenia skali odległości we Wszechświecie. Okresy zazwyczaj w zakresie od kilku do kilkudziesiȩciu dni. Gwiazdy typu RR Lyrae - olbrzymy na gałęzi horyzontalej znajduja ce siȩ w głównym pasie niestabilności (gwiazdy II populacji - stare o małej zawartości metali ) Miry: gwiazdy gałȩzi asymptotycznej zmieiaja ce swa jasność w okresie kilkuset dni czasami o czynnik (10 wielkości gwiazdowych). gwiazdy półregularne o dużych amplitudach delta Scuti

25 coraz dokładniejsze obserwacje pozwoliły na stwierdzenie zmian jasności o małych amplitudach (beta Cephei,, oscylacje czerwonych olbrzymów, gwiazdy z oscylacjami podobnymi do słonecznych)

26 Rysunek: Położenie gwiazd pulsujących na diagramie H-R

27 Gwiazdy o nagłych zmianach jasności gwiazdy rozbłyskowe - czerwone karły o małych jasnościach na ktŕych dochodzi do rozbłysków zwia zanych ze zmiana struktury pola magnetycznego (podobnych do rozbłysków słonecznych) Gwiazdy kataklizmiczne - ciasne układy podwójne zawieraja ce białego karła. nowe klasyczne - wybuch temoja drowy przy powierzchni b.k. nowe karłowate- niestabilności w dysku akrecyjnym wokół b.k. LBV (luminous blue variables)- gwiazdy o bardzo dużych jasnościach które moga podlegać gwałtownej utracie masy.

28 Supernowe Supernowe typu Ia - eksplozje termoja drowe białych karłów które przekroczyły granicce Chandrasekhara (maksymalnie dopuszczalna masȩ dla białych karłów). Bardzo ważne przy pomiarach odległości we Wszechświecie (maja dość dobrze określone jasności i sa bardzo jasne) Supernowe typu II, Ib, Ic - koniec ewolucji gwiazd masywnych zapadniȩcie żelaznego ja dra gwiazdy prowadzi do odrzucenia warstw zewnȩtrznych. Zapadniȩciu ja dra towarzyszy emisja neutrin. Zaobserwowano neutrina z SN 1987A w Wielkim Obłoku Magellana.

29 Rysunek: Mgławica Krab (M1) - pozostałość po supernowej SN 1054

30 Inne przyczyny zmiany jasności gwiazd gwiazdy z plamami mikrosoczewkowanie grawitacyjne

31 Gromady gwiazd Zbiorowiska gwiazd zwia zanych ze soba grawitacyjnie. Gwiazdy w gromadach powinny mieć ten sam wiek i zbliżony skład chemiczny co pomaga w testowaniu teorii ewolucji gwiazd.

32 Gromady otwarte : skupiska kilkuset - kilku tysięcy gwiazd wiek od kilku milionów do kilku miliardów lat, związane z płaszczyzną Drogi Mlecznej. I Populacja - gwiazdy związane z dyskiem Galaktyki o większej zawartości metali niż obiekty II Populacji W naszej Galaktyce znamy ponad tysiąc gromad otwartych i liczne gromady w pobliskich Obłokach Magellana. Najbardziej znane: Hiady, Plejady.

33 Rysunek: Gromada otwarta Plejady (M 45).

34 Rysunek: Diagram H-R dla Plejad.

35 Gromady kuliste : W naszej Galaktyce znamy ok. 160 gromad kulistych. Gęste skupiska od kilkanastu tysięcy do ponad miliona gwiazd Jedne z najstarszych obiektów w naszej Galaktyce (wiek około 10 miliardów lat) rozłożone sferycznie symetrycznie wokół Centrum Galaktyki. II Populacja (gwiazdy o małej zawartości pierwiastków ciȩższych od helu - metali i orbitach nachylonych pod dowolnym ka tem do płaszczyzny dysku galaktycznego) charakterystyczne gwiazdy: gwiazdy typu RR Lyr i błękitni maruderzy Największa gromada kulista naszej Galaktyki ω Cen może być centralną częścią niewielkiej galaktyki pochłoniętej przez Galaktykę

36 Rysunek: Gromada kulista M 13 w gwiazdozbiorze Herkulesa.

37 Rysunek: Diagram H-R dla gromady kulistej.

38 Rysunek: Diagram H-R dla gromady otwartych w różnym wieku.

39 Planety poza Układem Słoneczym odkrycie planet wokół pulsara PSR (Wolszczan 1992) odkrycie planety wokół gwiazdy 51 Pegaza (1995, okres orbitalny około 4 dni) Najważniejsze metody poszukiwania planet pomiary zmian prȩdkości radialnych gwiazd macierzystych pomiary fotometryczne niewielkich zmian jasności zwia zanych z przejściem planety na tle tarczy gwiazdy (potrzeba potwierdzenia spektroskopowego odpowiednio małej zmiany prȩdkości radialnej macierzystej gwiazdy) mikrosoczewkowanie grawitacyjne: pomiary zaburzeń zmian blasku gwiazd wywoływanego polem grawitacyjnym obiektów znajdujących się pomiędzy obserwatorem a źródłem światła obecnie znanych jest ponad 700 planet pozasłoneczncych kłopoty z określeniem kiedy mamy do czynienia z planeta (czasem przyjmuje siȩ, że jest to obiekt o masie mniejszej niż ok. 10 mas Jowisza)