Diagram Hertzsprunga Russela. Barwa gwiazdy a jasność bezwzględna

Transkrypt

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 1

2 Diagram Hertzsprunga Russela Barwa gwiazdy a jasność bezwzględna 2

3 Barwa a temperatura prawo przesunięć Wiena Położenie maksimum gęstości spektralnej promieniowania równowagowego ( ciała doskonale czarnego ): 3

4 Jasność a temperatura prawo Stefana Boltzmanna Całkowity strumień energii promieniowania przez powierzchnię cdc: gdzie stała Stefana Boltzmanna Całkowita moc promieniowania: 4

5 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): Gwiazdy ciągu głównego Przyjmuje się 5

6 Jasność a masa zależność Eddingtona Sir Arthur Eddington ( ) gwiazdki Droga Mleczna linia przerywana: kwadraty Wielki Obłok Magellana linia ciągła: 6

7 Model gwiazdy klasycznej (c.d) Prosty model: stała gęstość Ciśnienie grawitacyjne w środku gwiazdy: Stąd Dla mamy 7

8 Gaz fermionów N fermionów w objętości V (przyjmujemy sześcian, V = L3 Zakaz Pauliego Gęstość stanów Energia Fermiego Energia stanu podstawowego Warunek silnej degeneracji Ciśnienie kwantowe 8

9 Model gwiazdy kwantowej białe karły Gwiazda, w której składowa elektronowa plazmy jest silnie zdegenerowana Warunek silnej degeneracji: (stąd gaz elektronowy osiąga stan degeneracji szybciej) Energia nierelatywistycznego zdegenerowanego gazu elektronów: Energia grawitacyjna: Energia całkowita: Niech x stosunek liczby elektronów do nukleonów. Wtedy minimum energii dla Dla mamy (~ rozmiary Ziemi) Białe karły Biały karzeł Syriusz B 9

10 Biały karzeł w granicy relatywistycznej masa graniczna Chandrasekhara Duża masa mały promień duża gęstość opis relatywistyczny Subrahmanyan Chandrasekhar ( ; Nobel 1983) W granicy ultrarelatywistycznej, Ciśnienie kwantowomechaniczne gazu elektronów: 108 Z porównania ze średnim ciśnieniem grawitacyjnym: R [m] Jowisz R~ M -1/ niezależnie od promienia gwiazdy! Porządniejsza teoria: dla M 0,1 M M masa 10 M M kr 10

11 Gwiazdy neutronowe Rozważmy obiekt złożony głównie z neutronów, Wkłady do energii: nierelatywistyczny zdegenerowany gaz neutronów relatywistyczny zdegenerowany gaz elektronów grawitacja Minimum energii (punkt stabilności) dla Dla oraz gęstość mamy Masa graniczna dla gwiazdy neutronowej 11

12 Pulsary Silnie 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. Zdjęcia migawkowe centralnego obszaru mgławicy Kraba (rzeczywisty okres pulsowania 33 ms) Mgławica krab: centralny pulsar i wiatr pulsarowy 12

13 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. 13

14 Ewolucja gwiazd 1: narodziny kilka kilkadziesiąt mln lat Ciemna mgławica (GMC giant molecular cloud) Gęstość ~ 106 cząstek/cm3 Masa: M Mgławica NGC 604 miejsce narodzin gwiazd Kurczenie grawitacyjne Kryterium Jeansa: Dla T = 100 K, M > 1200 M Energia wypromieniowywana temperatura stała Rozpad na mniejsze obłoki Protogwiazda Gęsta materia pochłania promieniowanie temperatura rośnie Protogwiazda świeci kosztem energii grawitacyjnej 14

15 Ewolucja gwiazd 2: młodość Brązowy karzeł 50 mln lat dla M 10 mld lat dla 0,1 M Protogwiazda lekka ciężka Gęsta materia pochłania promieniowanie temperatura rośnie Protogwiazda świeci kosztem energii grawitacyjnej Rozpoczynają się reakcje jądrowe Wiek 0 gwiazdy Gwiazda ciągu głównego 15

16 Ewolucja gwiazd 3: wiek dojrzały Gwiazda ciągu głównego Słońce: t ~ 1010 lat Synteza jądrowa wodoru (cykl protonowy) Również cykl CNO dominujący w nieco cięższych gwiazdach Wypalone jądro zapada się i ogrzewa Ciśnienie promieniowania z powłoki wodorowej powoduje ekspansję atmosfery Czerwony olbrzym 16

17 Ewolucja gwiazd 4: starość Czerwony olbrzym W dostatecznie wysokiej temperaturze w jądrze zachodzi reakcja syntezy węgla: K (proces 3-alfa) W masywnych gwiazdach syntetyzowany jest następnie azot i tlen W najbardziej masywnych gwiazdach osiągane są temperatury wystarczające do syntezy cięższych pierwiastków Gwiazda helowa, nadolbrzym Ciśnienie grawitacyjne ciśnienie termodynamiczne 17

18 Ewolucja gwiazd 5: śmierć gwiazdy (1) Bardzo małe gwiazdy, helowy biały karzeł Małe i średnie gwiazdy, kolaps jądra C-O z odrzuceniem zewnętrznych warstw biały karzeł węglowo-tlenowy otoczony mgławicą planetarną (większość białych karłów jest tego typu) Mgławica planetarna Eskimos Mgławica planetarna Kocie Oko 18

19 Ewolucja gwiazd 5: śmierć gwiazdy (2) Duże gwiazdy, masa jądra przekracza granicę Chandrasekhara kolaps 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) 19

20 Ewolucja Słońce źródło: 20

21 Słońce dane obserwacyjne Stała słoneczna Odległość Promień Efektywna temperatura powierzchni Widmo: w przybliżeniu ciało doskonale czarne rozbieżność dla wysokich energii 21

22 Słońce struktura źródło: Wikipedia 22

23 Plamy słoneczne Zwiększony strumień pola magnetycznego utrudniona konwekcja niższa temperatura Powstają zwykle w parach o przeciwnej biegunowości: wejście i wyjście linii pola Cykle aktywności źródło grafiki: Wikipedia Hinode's Solar Optical Telescope, NASA 23

24 Rozbłyski Rozbłysk słoneczny: Nagła emisja energii (promieniowania, cząstek) Od kilku minut do ~ 1,5 h Koronalny wyrzut masy, Rozbłysk dwuwstęgowy źródło: Instytut Astronomiczny UWr źródło: Solar Dynamics Observatory, NASA 24

25 Protuberancje Wstęgi gęstej, względnie chłodnej (~ K) plazmy w koronie słonecznej Czas życia do kilku tygodni źródło: NASA Protuberancja eruptywna źródło: Instytut Astronomiczny UWr 25