Ewolucja gwiazd

Zobacz slidy

Treść prezentacji

Slide 1

EWOLUCJA GWIAZD Magdalena Kotecka

Slide 5

OBŁOKI GAZOWO PYŁOWE, Z KTÓRYCH RODZĄ SIĘ GWIAZDY

Slide 12

CZERWONY OLBRZYM

Slide 13

NIEBIESKI OLBRZYM

Slide 14

UKŁAD Z BIAŁYM KARŁEM

Slide 15

NADOLBRZYM

Slide 16

CZARNA DZIURA POŻERAJĄCA GWIAZDĘ

Slide 17

Gwiazdy są sklasyfikowane w 5 głównych klasach jasności: I Nadolbrzymy - bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Dzielą się na typy Ia i Ib, przy czym Ia reprezentuje te najjaśniejsze (jest także typ Iab - pośredni oraz Ia-0 - oznaczający hiperolbrzymy). Tego rodzaju gwiazdy są bardzo rzadkie- jedna na milion gwiazd jest nadolbrzymem. Najbliższym nadolbrzymem jest Canopus (F0Ib) położony 310 lat świetlnych stąd. Innymi przykładami są: Betelgeza (M2Ib), Antares (M1Ib) i Rigel (B8Ia). II Jasne Olbrzymy - gwiazdy mające jasność pomiędzy olbrzymami a nadolbrzymami. Przykładem może tu być Sargas (F1II) i Alphard (K3II). III Olbrzymy (normalne) - są to głównie małomasywne gwiazdy przy końcu ich życia, które napuchnęły do rozmiarów olbrzyma. Do tej kategorii zaliczamy także pewne masywne gwiazdy, które są dopiero na drodze do otrzymania statusu nadolbrzyma. Przykładami są: Arktur (K2III), Hadar (B1III) i Aldebaran (K5III). IV Podolbrzymy - gwiazdy, które dopiero zaczęły ewolucję do statusu olbrzymów lub nadolbrzymów. Przykładem może tu być: Alnair (B7IV) i Muphrid (G0IV). Zauważ, że również Procjon właśnie wchodzi w tą kategorię i stąd jego typ jest określany jako: F5IV-V. V Karły - wszystkie normalne, spalające wodór gwiazdy. Gwiazdy spędzają wiekszą część swojego życia w tej kategorii, zanim przesuną się o rząd wyżej. Gwiazdy klasy O i B tej kategorii są w rzeczywistości bardzo jasne i ogólnie jaśniejsze od większości olbrzymów. Przykładami mogą być: Słońce (G2V), Syriusz (A1V) i Wega (A0V).

Slide 19

Diagram Hertzsprunga-Russella Na jego poziomej osi zawsze odkłada się dowolny wskaźnik pozwalający ocenić temperaturę efektywną danej gwiazdy. Z reguły jest to jej typ widmowy. Na pionowej osi z kolei odkładamy jasność absolutną gwiazdy. W czasie swojego życia, gwiazda podlega ewolucji. W pierwszej, gdy rozpoczyna się fuzja wodoru, gwiazda przemieszcza się na diagramie H-R w lewo (rośnie jej temperatura) osiągając ciąg główny. Gdy zasoby wodoru zmniejszają i w reakcjach jądrowych coraz większą rolę zaczyna odgrywać hel, gwiazda opuszcza ciąg główny przesuwając się na diagramie H-R w prawą stronę i w górę (zmniejsza się jej temperatura i rośnie jasność). To, jak długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej masy: o gwiazdy o masie poniżej 10 stają się od razu białymi karłami. o jeżeli masa gwiazdy wynosi od 1040 to gwiazda po bardzo długim czasie z gwiazdy ciągu głównego stanie się białym karłem. o gwiazdy z ciągu głównego o masie od 0,4 do 3 w końcu swego życia stają się czerwonymi olbrzymami, a ostatecznie po spaleniu helu stają się białymi karłami. o gdy masa gwiazdy jest większa od 3 , to po krótkim pobycie na ciągu głównym gwiazda staje się nadolbrzymem, nową lub supernową, by ostatecznie skończyć jako biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

Slide 21

Typ widmowy. Cecha różnicująca gwiazdy pod względem wyglądu widma ich promieniowania; rozróżnia się typy widmowe: O, B, A, F, G, K, M, z których każdy dzieli się na 10 podtypów (oznaczanych cyframi od 0 do 9); gwiazdy o tym samym typie widmowym mają podobne temp. efektywne (zdefiniowane z prawa Stefana Boltzmanna wyrażającego związek między temp. efektywną gwiazdy, jej promieniem i jasnością absolutną). Najgorętsze są gwiazdy typu O, najchłodniejsze typu M.

Slide 22

Ewolucja gwiazd o masie: - ok. masy Słońca - większej niż 8 mas Słońca

Slide 23

Materia, z której zbudowana jest zwykła gwiazda, podobna do naszego Słońca, podlega działaniu dwóch przeciwstawnych sił: grawitacji, usiłującej ścisnąć materię do centralnego punktu, i ciśnieniu gorącego gazu, próbującego rozepchnąć gwiazdę. Gwiazda jest stabilna, gdy te dwie siły się równoważą. Powierzchnia gorącej gwiazdy ciągle emituje energię. Gdy wyczerpuje się paliwo jądrowe, gwiazda nadal wypromieniowuje energię i stopniowo się kurczy. jeśli masa gwiazdy nie przewyższa masy Słońca więcej niż 1,2 razy to kurczenie się ustaje w chwili, gdy jej promień zmniejszy się do kilku tysięcy kilometrów. Takie gwiazdy nazywamy białymi karłami. Po zamienieniu się w białego karła gwiazda nadal stygnie, ale jej promień pozostaje niezmieniony. Dalszemu kurczeniu się białego karła przeciwstawia się ciśnienie gazu. jeśli masa gwiazdy przekroczy masę Słońca więcej niż 1,2 razy, gwiazda skurczy się do rozmiarów, przy których jest ona tak gęsta, że zaczynają odgrywać rolę pewne reakcje jądrowe pochłaniające duże ilości energii. Spowoduje to, że równowaga między siłami grawitacji i ciśnienia załamie się, a gwiazda gwałtownie się zapadnie. Wówczas może nastąpić rozbłysk supernowej - gwiazda odrzuca wtedy swoją otoczkę i zamienia się w gwiazdę neutronową. Siły grawitacji ściskają w niej materię tak bardzo, że w środku gwiazdy staje się porównywalna z gęstością jądra atomowego. Jeśli gwiazda zmniejszy rozmiary poniżej promienia grawitacyjnego, proces kurczenia trwa dalej.

Slide 25

Ewolucja galaktyk