I etap ewolucji :od ciągu głównego do olbrzyma

Transkrypt

1 I etap ewolucji :od ciągu głównego do olbrzyma Spalanie wodoru a następnie helu i cięższych jąder doprowadza do zmiany składu gwiazdy i do przesunięcia gwiazdy na wykresie H-R

2 II etap ewolucji: od olbrzyma do karła (Słońce) Zagęszczenie grawitacyjne rdzenia olbrzyma powoduje wybuch ( nowa ) po którym pozostaje mgławica z karłem w centrum

3 Supernowa 1987A

4 Supernowa 1987A - 20 lat później

5 Mgławica Kraba

6 Mgławice planetarne W naszej Galaktyce znanych jest ponad 1500 mgławic planetarnych

7 Ewolucja gwiazdy Zaczyna się na ciągu głównym a następnie gwiazdy przesuwają się w prawo (w kierunku olbrzymów) niemonotonicznym ruchem wyglądającym jak skomplikowana, płaska pętla na wykresie H-R. To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy. Gwiazdy o masie poniżej 0.1 M (masy Słońca) staja się od razu białymi karłami Jeżeli masa gwiazdy wynosi od M to gwiazda po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego stanie się białym karłem Gwiazdy o masie od 0,4 do 3 M w końcu swego życia stają się czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po spaleniu helu stają się białymi karłami. Gdy masa gwiazdy jest większa od 3 M to gwiazda staje się nadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

8 Spalanie wodoru (do helu 4 He) W gwiazdach ciągu głównego spalanie wodoru zachodzi w dwu różnych cyklach Dla gwiazd o małej masie (takich jak Słońce) zachodzi cykl protonowy Zawierający jako pierwszą reakcję która zachodzi przez słabe oddziaływanie a więc bardzo powoli co powoduje, że gwiazda istnieje długo ale nie emituje dużej mocy Następnie i lub rzadziej

9 Spalanie wodoru: cykl pp

10 Cykl C-N-O Dla gwiazd ciągu głównego o masie większej od Słońca zawierających już nieco C, N i O zachodzi alternatywny cykl węglowo-azotowo-tlenowy gdzie te jądra działają jak katalizatory (zwiększając tylko zawartość 4He): ROZPAD beta

11 Cykl CNO (c.d.)

12 Spalanie helu Spalanie helu zachodzi głównie w olbrzymach i nadolbrzymach (prawa, górna część wykresu H-R) dając syntezę węgla ( 12 C) i przez stan wzbudzony MeV 12 C o strukturze 3 cząstek alfa a następnie przez przyłączanie kolejnych cząstek alfa do tlenu ( 16 O), neonu ( 20 Ne) i magnezu ( 24 Mg). Wszystkie te reakcje produkują coraz silniej związane parzysto-parzyste jądra aż do żelaza i niklu. Wychwyt przez nie neutronów lub protonów daje w rezultacie również nieparzyste jądra.

13 Fuzja 3* 4 He może dać 4 He+ 8 Be lub 12 C+γ Obecność stanu 0+ (7,654 MeV) w 12 C, który może obok rozpadu na 4 He+ 8 Be rozpadać się na gamma+ 12 C pozwala spalać 4 He na 12 C

14 Spalanie helu na 12 C i potem na 16 O

15 Spalanie węgla, tlenu Jeżeli zakończy się spalanie helu to produkty spalania takie jak 12 C, 16 O itd. mogą także wchodzić ze sobą w reakcje jeżeli masa gwiazdy jest tak duża, że następuje grawitacyjne zagęszczenie gwiazdy prowadzące do jej podgrzania. Wtedy pojawia się (zwykle wybuchowo zachodzące) spalanie węgla, tlenu itd. Taki proces może się kilkakrotnie powtarzać dla coraz cięższych jąder reagujących ze sobą.

16 Warstwowa budowa gwiazd Po spaleniu dużej części H, He pojawiają się warstwy zawierające w przewadze jądra danego typu jak na rysunku (ZŁA skala!!!)

17 Spalanie węgla, tlenu (2)

18 Procesy dołączania neutronów ( r i s ) Dla jąder o Z>26 (Fe) fuzja niekorzystna energetycznie i utrudniona przez wysoką barierę kulombowską max(b/a)

19 Procesy r i s Procesy r = rapid i s = slow dla jąder w pobliżu Fe liczby oznaczają ln(t 1/2 ) a puste kwadraty to stabilne jądra

20 Drogi prowadzące do ciężkich jąder

21 Spalacja: reakcje kruszenia jąder protonami Reakcje spalacji zmieniają silnie abundancję jąder w przestrzeni międzygwiezdnej gdzie promieniowanie kosmiczne (głównie protony) oddziałuje z istniejącymi wcześniej jądrami atomów