gwiazd

Komentarze

Transkrypt

gwiazd
Synteza jądrowa (fuzja)
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Cykl życia gwiazd
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Narodziny gwiazd: obłok molekularny
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Rozmiary obłoków (Giant Molecular Cloud) są rzędu
setek lat świetlnych.
Masa na ogół pomiędzy 105 a 107 mas Słońca.
W obłoku molekularnym formują się cząsteczki
wodoru H2.
Powstanie niejednorodności obłoku powoduje, że
pod wpływem pola grawitacyjnego materia
gęstnieje. Zapadanie się fragmentu obłoku prowadzi
do powstania protogwiazdy.
Dalsze losy gwiazdy zależą od jej masy.
Rodzaje gwiazd : brązowe karły
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Brązowe karły mają zbyt małą masę (0.08 mam Słońca),
by reakcja syntezy wodoru mogła stanowić główne źródło energii.
Stopniowo stygną, a spalaniu w ich wnętrzu ulega deuter lub lit.
Ciśnienie promieniowania
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Radiometr Crookes’a
Żagiel słoneczny
Radiometr Nicholsa
Ciśnienie promieniowania
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Powierzchnia absorbująca:
Ciąg główny
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Ciąg główny: spalanie wodoru
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Ciśnienie promieniowania równoważy ciśnienie grawitacyjne.
Tempo spalania wodoru zależy od masy gwiazdy.
Rodzaje gwiazd: czerwone karły
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Czerwone karły mają masę pomiędzy 0.08 a 0.5 mas Słońca i małą jasność
(do 10% jasności Słońca). Są najliczniejszymi gwiazdami we Wszechświecie.
Spalanie wodoru zachodzi powoli – żaden z czerwonych karłów powstałych od
początku Wszechświata nie opuścił jeszcze ciągu głównego.
Powstający hel jest usuwany z jądra dzięki konwekcji, co pozwala na wydajne
spalanie wodoru. Nie występują jednak dalsze etapy – synteza cięższych
pierwiastków z helu.
Końcowym etapem ewolucji jest biały karzeł.
Biały karzeł
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Gwiazda o dużej gęstości, dla której siły grawitacji są równoważone
przez degenerację gazu elektronowego.
Skład:
Tlen – węgiel (jako produkt syntezy z helu)
Tlen- neon - magnez (jeśli węgiel uległ spaleniu)
Hel (utrata masy na rzecz sąsiada z układu podwójnego)
Biały karzeł
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Granica Chandrasekhara: maksymalna masa białego karła
wynosi 1.4 masy Słońca.
Gwiazda jest tym mniejsza, im jest cięższa – większa masa
prowadzi do wybuchu białego karła (powstania supernowej).
1
R~ 3
M
Na skutek emisji promieniowania przez jądra
atomowe biały karzeł stopniowo stygnie stając
się czarnym karłem (hipotetycznie).
Słońce
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
W jądrze Słońca (1/4 promienia) wytwarzane jest 99% energii.
Temperatura: jądra: 15.7·106K , powierzchni – 5700K.
Jądro w stanie równowagi dynamicznej – zwiększenie temperatury spowoduje
zwiększenie objętości i spadek tempa reakcji, zmniejszenie temperatury – spadek
objętości i wzrost tempa reakcji
Słońce
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Masa: 1.989·1030 kg (334000 mas Ziemi)
Promień: 0.696·109 m (109 promieni Ziemi)
Średnia gęstość: 1.408 kg/m3
Moc: 3.827·1026W
Okres obrotu: około 25 dni (równik)
Skład: 73.5% wodór, 24.9% hel, około 1.6% - inne
Słońce
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Jądro: gęstość 150g/cm3
Gęstość energii: 270W/m3
Strefa radiacyjna: 70% promienia
Słońca. Jony wodoru i helu wysyłają
fotony, absorbowane przez kolejne
jony. Gęstość 20-0.2 g/cm3
Strefa konwekcyjna: częściowo
zjonizowane atomy gazu unoszą się
ku powierzchni na skutek konwekcji.
Przy powierzchni wzrasta gęstość
gazu co powoduje jego opadanie ku
dolnej granicy strefy. Gęstość od 0.2
g/cm3 do 0.2 g/m3
Atmosfera: kilka warstw, w tym tzw.
korona – obszar o małej gęstości, ale
wysokiej temperaturze (106K)
Fotosfera: grubość rzędu 100 km,
gęstość 0.2 g/m3, emisja
promieniowania
Słońce
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
99% energii Słońca pochodzi z
cyklu protonowego, 1% z cyklu
CNO (synteza wodoru w hel z
udziałem węgla)
Ewolucja gwiazd: typ słoneczny
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Tempo spalania wodoru jest tym jest szybsze, im cięższa gwiazda.
Po ustaniu syntezy w jądrze, ulega ono grawitacyjnemu zapadnięciu.
Energia zostaje częściowo przekazana do zewnętrznych warstw
gwiazdy, w których rozpoczyna się proces syntezy helu z wodoru.
Otoczka gwiazdy staje się znacznie większa, a temperatura
powierzchni maleje.
Ewolucja gwiazd: typ słoneczny
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Czerwone olbrzymy
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Po wyczerpaniu wodoru
rozpoczyna się synteza
węgla z helu. Dla gwiazd
mało masywnych proces
przebiega w jądrze i
wymaga osiągnięcia
znacznej gęstości
materii. Następuje
gwałtownie – „błysk
helowy”
Czerwone olbrzymy
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
W gwiazdach bardziej masywnych proces przebiega spokojnie, wytwarzane
są warstwy w których spalane są różne pierwiastki.
Mgławica planetarna
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
W gwiazdach średniej wielkości po ustaniu syntezy helu w węgiel dochodzi
do odrzucenia zewnętrznych warstw. Jądro stanowiące około 20% masy
gwiazdy osiąga stadium białego karła.
Gwiazdy masywne: niebieskie olbrzymy
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
W gwiazdach masywnych spalanie wodoru zachodzi szybko. Po
wyczerpaniu się wodoru w jądrze dochodzi do powiększania się gwiazdy.
Stadium niebieskiego giganta: duża jasność, temperatura powierzchni
powyżej 10 000K, masa powyżej 2 mas Słońca, promień powyżej 5 promieni
Słońca.
Końcowe stadium: czerwony olbrzym.
Niebieskie nadolbrzymy
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Bardziej masywne gwiazdy (powyżej 10 mas Słońca) zwiększają znacznie
promień, dochodząc do stadium nadolbrzyma. Spalanie wodoru w jądrze
(ciąg główny) zajmuje tylko kilka milionów lat, w stadium niebieskiego
nadolbrzyma spalany jest wodór z wyższych warstw. Gwiazdy mało
stabilne, tracą dużą część masy.
Żółte i czerwone nadolbrzymy
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Żółte olbrzymy: gwiazdy o masie 1040 mas Słońca. Mało stabilne
(stadium trwa kilka tysięcy lat).
Czerwone nadolbrzymy: temperatura
powierzchni 3500-4500K. Głównym
źrodłem energii jest spalanie helu.
Masa 10-40 mas Słońca. Znaczne
rozmiary (1500 razy większe od
Słońca). Czas trwania stadium rzędu
miliona lat.
Gwiazdy Wolfa-Rayeta
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Powstają bezpośrednio jako etap ewolucji niebieskich olbrzymów o masie
powyżej 40 mas słońca, lub czerwonych nadolbrzymów o masie powyżej 30
mas Słońca.
Masa powyżej 20 mas Słońca. Temperatura powierzchni powyżej 30 000K.
Wytwarzają silny wiatr gwiazdowy o prędkości powyżej 2000 km/s – utrata
koło 10-6 części masy rocznie. Cykl węgłowo-tlenowy lub synteza węgla z
helu.
Supernowa
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Supernowa typu Ia: biały karzeł ściąga
materię sąsiadującej gwiazdy
Supernowa typu II: grawitacyjne
zapadnięcie się żelazowo-niklowego
jądra prowadzi do powstania materii
neutronowej. Zewnętrzne warstwy
opadają na jądro, ale ulegają odbiciu –
wybuch supernowej.
Z jądra gwiazdy powstaje gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Reszta
materii zostaje rozproszona na skutek wybuchu.
Mgławice
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
W supernowej
wytwarzane są
pierwiastki cięższe niż
żelazo, na skutek
wychwytu neutronów.
Wybuchy supernowej są
prawdopodobnie
jedynymi źródłami
takich pierwiastków we
Wszechświecie.
Rozproszona materia
może stać się
początkiem nowych
układów gwiezdnych i
planetarnych.
Gwiazdy neutronowe
FIZYKA 3
MICHAŁ MARZANTOWICZ
Masa do 10 mas Słońca, przy promieniu około 10 km.
Gwiazdy gorące (5·106 K). Mają dużą prędkość obrotową (częstotliwości
rzędu 500 Hz) – są widoczne jako pulsary.
Składnikami gładkiej i twardej otoczki są jądra atomowe i elektrony, w
niższych warstwach wzrasta zawartość neutronów.
Ciśnienie grawitacyjne równoważone przez ciśnienie degeneracji
neutronów – jako fermiony spełniają zakaz Pauliego.

Podobne dokumenty