Gwiazdy - podstawowe wiadomości

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

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

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).

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).

Diagram Hertzsprunga - Russella (kolor - jasność)

Masy gwiazd Masy gwiazd: układy podwójne (III prawo Keplera) wizualny 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).

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)

Rysunek: Wielka Mgławica Oriona (M57)

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

Rysunek: Mgławica planetarna Hantle (M27)

Rysunek: Mgławica planetarna Pierścień (M57)

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 0.1-100 mas Słońca. Rozmiary R: 0.1-12 promieni Słońca Temperatury efektywne T ef : 2500-50000K jasność L: 10 4-10 6 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.

Czerwone olbrzymy Masa: 0.7 - kilka mas Słońca. Promienie: kilka - kilkaset promieni Słońca Budowa wewnętrzna: gęste jądro, rozległa otoczka. Jasności: od kilkunastu do kilku tysięcy jasności Słońca.

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.

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

Gwiazdy neutronowe Przewidywane teoretyczne w latach 30-tych XX w. (obiekty których równowagȩ zapewnia degeneracja neutronów) Odkrycie pulsarów - 1967 (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

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

Brązowe karły Masy brązowych karłów zawierają się pomiȩdzy 0.01 a 0.08 masy Słońca ( 10-80 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.

Planety poza Układem Słoneczym odkrycie planet wokół pulsara PSR (Wolszczan 1992) odkrycie planety wokĺ 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 (czaem przyjmuje siȩ, że jest to obiekt o masie mniejszej niż ok. 10 mas Jowisza)

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

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 10000 (10 wielkości gwiazdowych). gwiazdy półregularne o dużych amplitudach delta Scuti

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

Rysunek: Położenie gwiazd pulsujących na diagramie H-R

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.

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.

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

Inne przyczyny zmiany jasności gwiazd gwiazdy z plamami mikrosoczewkowanie grawitacyjne

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 teori ewolucji gwiazd.

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.

Rysunek: Gromada otwarta Plejady (M 45).

Rysunek: Diagram H-R dla Plejad.

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

Rysunek: Gromada kulista M 13 w gwiazdozbiorze Herkulesa.

Rysunek: Diagram H-R dla gromady kulistej.

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

Galaktyka

Układ kilkuset miliardów gwiazd i wielu miliardów mas słońca gazu w którym znajduje się Słońce Ośrodek międzygwiazdowy - obłoki molekularne - możliwość formowania się nowych gwiazd. Odległość Słońca od Centrum Galaktyki ok. 8.5 kpc. Okres obiegu ok. 200 mln lat. Masa wewnątrz orbity Słońca ok. 10 11 M Średnica dysku Galaktyki - ok 30 kpc. Całkowita jasność ok. 20 mld jasności Słońca

Budowa Galaktyki Centrum Galaktyki: najprawdopodobniej czarna dziura o masie ok. 3.6 mln M źródło promieniowania radiowego i rentgenowskiego. Zgrubienie centralne (najprawdopodobniej poprzeczka), dysk (Populacja I) populacja sferyczna (Populacja II). Całkowita masa Galaktyki szacowana jest na podstawie pomiarów prędkości radialnych obłoków neutralnego wodoru, odległych od Centrum gromad kulistych i małych galaktyk znajdujących się w pobliżu. Liniowy wzrost masy z odległością - ciemna materia.

Galaktyki Problem mgławic pozagalaktycznych - nieroztrzygnięty do 1924r. Obserwacje cefeidy w Wielkiej Mgławicy Andromedy (Hubble 1924) - galaktyki stanowią odrębne systemy gwiazd podobne do naszej Galaktyki Podstawowe typy morfologiczne galaktyk: eliptyczne (o różnym stopniu spłaszczenia) spiralne (o różnych rozmiarach i jasności części centralnej i wyodrębnieniu ramion spiralnych) i spiralne z poprzeczką nieregularne.

Rysunek: Wielki Obłok Magellana

Rysunek: Mały Obłok Magellana i gromada kulista 47 Tuc

Rysunek: Galaktyka spiralna M31 (Wielka Mgławica w Andromedzie)

Rysunek: Galaktyka spiralna M81

Rysunek: Galaktyka spiralna M51

Rysunek: Galaktyka spiralna z poprzeczką NGC 1300

Rysunek: Nietypowa galaktyka eliptyczna NGC 5128 (Cen A)

Rysunek: Galaktyka eliptyczna M87

Grupy i gromady galaktyk Obłoki Magellana, galaktyka karłowata w Strzelcu. Lokalna Grupa Galaktyk: Galaktyka, M31, M33, Obłoki Magellana + kilkadziesiąt małych galaktyk. Grupy galaktyk: kilka - kilkadziesiąt galaktyk Gromady galaktyk: kilkaset - wiele tysięcy. Zderzenia galaktyk: sprężenie gazu - gwałtowne tworzenie się młodych masywnych gwiazd - wiatry gwiazdowe i wybuchy supernowych zasilenie gazem centralnych obszarów galaktyk.

Rysunek: Kwintet Stefana - silnie oddziałująca grupa galaktyk

Rysunek: Centralna część gromady galaktyk w Pannie

Rysunek: Centralna część gromady galaktyk w Warkoczu Bereniki

Aktywne jądra galaktyk Galaktyki Seyferta - o bardzo jasnych jądrach. Radioastronomia: odkrycie radiogalaktyk i kwazarów 3C273 - pierwszy kwazar dla którego zidentyfikowano linie widmowe. Były to linie wodoru przesunięte ku czerwieni o z=0.158, co oznacza, że oddala się od nas z prędkością prawie 44 000 km/s. Jeżeli prędkośc ta była związana z ekspansją Wszechświata, to musiał być bardzo daleko i być bardzo jasny (100 razy jaśniejszy niż duża galaktyka). Aktywne jądra galaktyk (galaktyki Seyferta, radiogalaktyki, kwazary) - opadanie materii na bardzo masywne czarne dziury Okres najwiekszej aktywności już minął.

Kosmologia Ogólna Teoria Względności: geometryczny opis czasoprzestrzeni (Einstein 1915) Niestabilność rozwiązań dla modeli jednorodnych i izotropowych (Lemaitre, Friedman) - modele otwarte i zamknięte. Gęstość krytyczna - model płaski: ρ c = 3H2 8πG 10 26 kg/m 3 Bezwymiarowy parametr gęstości Ω = ρ ρ c

Obserwacyjne stwierdzenie oddalania się odległych galaktyk (Hubble 1929) Prawo Hubble a: v = H r H - stała Hubble a (wg obecnych ocen H 70km/s/Mpc) Teoria pierwotnej nukleosyntezy ok. 74% masy barionów - wodór ok 26% - hel śladowa ilość pierwiastków cięższych: lit, beryl Odkrycie reliktowego promieniowania tła (1965) (widmo promieniowania ciała doskonale czarnego o T 2.7K)

Obserwacje odległych supernowych, fluktuacji mikrofalowego promieniowania tła i obserwacje rozkładu i prędkości galaktyk pozwoliły na ustalenie względnego udziału ciemnej materii i ciemnej energii Zestawienie składowych masy-energii Wszechświata materia świecąca - 0.003 materia barionowa - 0.03 ciemna materia - 0.24 ciemna energia - 0.73 Powstawanie galaktyk i gromad galaktyk: rozwój niestabilności grawitacyjnej pierwotnych zaburzeń rozkładu ciemnej materii