Gwiazdy

Zobacz slidy

Treść prezentacji

Slide 2

Jak zdefiniować pojęcie gwiazda? Gwiazda to ciało niebieskie będące skupiskiem  związanej grawitacyjnie materii, w której  zachodzą reakcje syntezy jądrowej. Wyzwolona w  nich energia jest emitowana w postaci  promieniowania elektromagnetycznego, a w  szczególności pod postacią światła widzialnego.  Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli,  zbudowane są głównie z wodoru i helu. Słowo gwiazda jest pochodzenia litewsko słowiańskiego i pierwotnie oznaczało światło  (w języku pruskim). W języku greckim gwiazda  to αστρον (astron) , w łacińskim stella bądź  sidus.

Slide 3

Najbliższa nam gwiazda poza Słońcem,  to Proxima, niewidoczna gołym okiem  gwiazda związana grawitacyjnie z jasną  gwiazdą alfa Centauri. Światło z tej  gwiazdy biegnie  4,2 roku by dotrzeć do  Ziemi.   

Slide 4

Wiele gwiazd liczy sobie od 1 mld do 10 miliardów lat.  Wiek sporej ilości gwiazd może być bliski wiekowi  Wszechświata (13,7 miliarda lat). Ich rozmiar zmienia się  od kilkunastu kilometrów dla gwiazd neutronowych, do  nawet 1000 promieni Słońca w przypadku nadolbrzymów  takich, jak Gwiazda Polarna (Polaris) czy Betelgeza  (Betelgeuse) w gwiazdozbiorze Oriona. Najbardziej  masywną znaną gwiazdą jest Eta Carinae z masą około  100150 mas Słońca (istnieją sugestie, że maksymalna masa  gwiazd jest rzędu 150 mas Słońca). Najmniejszą znaną gwiazdą, w której zachodzi synteza  termojądrowa, jest AB Doradus C, której masa jest równa  tylko 93 masom Jowisza. Gwiazdy widoczne na niebie od dawna łączone były w  gwiazdozbiory. Oficjalnego ich pogrupowania dokonała w  1928 Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU).  Wydzielonych zostało 88 gwiazdozbiorów.

Slide 5

  Narodziny gwiazdy

Slide 6

Gwiazda powstaje z obłoku pyłu i gazu, gdy w pewnym  obszarze przestrzeni powstanie zagęszczenie obłoku pyłowo gazowego. Ewolucja gwiazdy zaczyna się od gigantycznego  obłoku molekularnego (ciemne mgławice, ang. Giant Molecular  Cloud  GMC).                                                                               IC434    Mgławica  Oriona.  Jest  to  jedna  z  najpiękniejszych  mgławic,  znajduje się ona 1500 lat świetlnych  od  nas.  Zawiera  ogromne  ilości  gazu dzięki czemu w niej wciąż się  tworzą nowe gwiazdy. Pusta przestrzeń wewnątrz galaktyki zawiera około 0,1 do 1  cząstki w cm3; wewnątrz GMC, typowa gęstość to kilka  milionów cząstek na cm3. Masa GMC wynosi od 100 000 do  10 000 000 mas Słońca w rozmiarze obłoku rzędu od 50 do 300  lat świetlnych.     Obłoki pyłowogazowe wypełniające galaktyki mogą zagęszczać  się w wyniku lokalnej fluktuacji gęstości ale częściej dochodzi do  zagęszczenia w wyniku zderzenia dwóch obłoków. Inicjatorem  zagęszczania się materii obłoku może być silne promieniowanie  elektromagnetyczne będące wynikiem wybuchu innej gwiazdy,  powoduje ono ruch cząsteczek obłoku od jednej strony tworząc  linowy wzrost zagęszczenia. Stopniowo obłok ten zaczyna się  zapadać pod wpływem grawitacji. Kolapsujący obłok  fragmentuje na mniejsze obłoki. Obłoki o masie około 50 mas  Słońca mogą tworzyć pojedynczą gwiazdę. W tych obłokach gaz  się rozgrzewa kosztem energii potencjalnej i obłok staje się  sferyczną obracającą się protogwiazdą. 

Slide 9

 W początkowym stadium protogwiazda jest ukryta  wewnątrz gęstego obłoku gazu i pyłu. Czasami widać  sylwetkę takiego kokonu na tle silnie emitującego gazu  (mgławice Boka). W wyniku zapadania grawitacyjnego obłoku rośnie gęstość  i temperatura. Jeżeli jest wystarczająco masywny, po  odpowiednim wzroście temperatury (do około 15 mln K) w  jego wnętrzu rozpoczynają się procesy syntezy jądrowej i  rodzi się nowa gwiazda. Masa niektórych protogwiazd jest zbyt mała by mogły  rozpocząć reakcje syntezy jądrowej (m0,075 masy Słońca).  Taka protogwiazda nazywana brązowym karłem umiera  wolno ochładzając się (wypromieniowując energię) w ciągu  setek milionów lat.

Slide 10

Ewolucja gwiazdy Sposób  ewoluowania  gwiazdy  w  głównej  mierze  zależy  od  jej  masy. Małe  gwiazdy  żyją  długo  a  ich  śmierć  jest  spokojna.  Natomiast  gwiazdy  obdarzone  dużą  masą  żyją  krótko,  a  ich  śmierć  może  przybrać  różne  spektakularne wymiary. Na  początku  swojego  istnienia  gwiazdy  składają  się  głównie  z  wodoru,  który  jest  ich  paliwem  napędowym.  Jednak  w  miarę  upływu  czasu,  paliwa  wodorowego  zaczyna  ubywać  aż  w  końcu  cały zapas wodoru zostanie przemieniony w hel. Teraz jeżeli masa  gwizdy  będzie  ok.  0,06  masy  Słońca,  to  taka  gwiazda  po  prostu  zgaśnie. Jeżeli  masa  gwizdy  będzie  równa  dokładnie  masie  Słońca,  jej  ewolucja  będzie  przebiegała  tak: Kiedy już zabraknie paliwa wodorowego, ściskane helowe jądro siłą  grawitacji  zacznie  się  kurczyć  i  jednocześnie  coraz  silniej  rozgrzewać.  Gdy  ciepło  dojdzie  do  zewnętrznych  obszarów  gwiazdy  rozpocznie  się  synteza  helu  w  cięższe  jądra  węgla,  a  energia  powstała  z  tej  reakcji  powoduje,  że  zewnętrzne  obszary  gwiazdy  zaczynają  rozszerzać  się    gwiazda  zaczyna  puchnąć  i  staje  się  czerwonym  olbrzymem.  W  tej  fazie  życia  gwiazdy  w  zależności  od  jej  masy  mogą  w  warunkach  syntezy  powstawać  coraz to cięższe pierwiastki np.: gdy węgiel połączy się z helem, to  da  nam  to  tlen,  z  tlenu  powstanie  krzem  lub  siarka  a  w  dalszej  mierze  może  dojść  do  powstania  izotopów  magnezu,  niklu  i  na  końcu żelaza.                                                                 Betelgeuse    jest  to  najjaśniejsza  gwiazda  w  gwiazdozbiorze  Oriona.  Przebywa  ona  już  w  ostatnim  stadium  swojego  życia  jak  czerwony  nadolbrzym

Slide 11

Gdy skończy się spalanie helu, czerwony olbrzym zacznie się  kurczyć.  Jądro  wciąż  się  zapada a  ciepło  wytworzone w ten  sposób  jest  przekazywane  ku  powierzchni.  Teraz  następuje  dopalenie  się  resztek  wodoru  w  wyniku  czego  zewnętrzna  powłoka  gwiazdy  zostaje  odepchnięta  tworząc  mgławicę  i  gwiazda staje się białym karłem. Natomiast gdy masa gwiazdy jest rzędu ok.10 mas  Słońca z  początku jest ona niebieska. Gdy dojdzie do fazy puchnięcia,  gwiazda  taka  nie  przestaje  puchnąć  i  staje  się  czerwonym  nadolbrzymem.  Dochodzi  w  niej  w  trakcie  syntezy  helu  do  powstania  żelazoniklowego  jądra.  Gęstość  i  temperatura  takiego  jądra  zaczyna  wciąż  wzrastać.  Złożone  procesy  przemian  jądrowych  powodują,  że  równowaga  między  siłami grawitacyjnymi a ciśnieniem składników jądra ulegają  zachwianiu  i  jądro  ulega  grawitacyjnemu  zapadnięciu  się.  Opadające  zewnętrzne  warstwy  gwiazdy  odbijają  się  od  żelaznego  jądra.  Powstaje  fala  uderzeniowa  odrzucająca  zewnętrzne warstwy gwiazdy i następuje ogromna eksplozja.  Powstaje  w  ten  sposób  nowa  lub  jak  wybuch  jest  naprawdę  ogromny  to  supernowa.  Pozostałe  jądro  kurczy  się  do  rozmiarów  kilku  kilometrów,  a  materia  w  nim  zawarta  tworzy  niezwykle  gęste  ciało    gwiazdę  neutronową  zwaną  pulsarem.                                                                               Mgławica  planetarna  Ślimak    powstała  po  odrzuceniu  zewnętrznej  powłoki  przez  gwiazdę  białego karła, który znajduje się w  centrum mgławicy

Slide 12

                                                                                                                                                     Eta Carinae  podczas wybuchu  gwiazdy utworzyły się wielkie  bąble gazowopyłowe oraz płaski  dysk NGC2356  mgławica ta powstała po  wybuchu gwiazdy, która odrzuciła  swoją zewnętrzną powłokę. Cząstki  oddziałujące na gaz i pył dookoła  gwiazdy wywołały bąble. Zjawisko  bąbli jest krótkotrwałe

Slide 13

                                               Supernowa  1987A    po  wybuchu   gwiazdy supernowej powstały trzy  rozszerzające  się  gazowopyłowe  pierścienie                                                                                      Pulsar w Mgławicy Krab

Slide 14

Gdy  masa  gwiazdy  przekracza  30  mas  Słońca,  taka gwiazda pali się bardzo szybko i przechodzi  również  te  same  stadia  ewolucji,  co  pozostałe  gwiazdy,  z  tym  że  gdy  dojdzie  do  stadium  czerwonego  nadolbrzyma,  zacznie  się  już  spalać  nawet  wytworzone  żelazo.  Jądro  takiej  gwiazdy  bardzo  szybko  kurczy  się,  robiąc  się  coraz  bardziej  zbite  i  zaczyna  zapadać  się,  aż  wreszcie  następuje wybuch supernowej. Jednak jeżeli masa  powstałego  po  wybuchu  jądra  jest  większa  od  masy  graniczne,  tzw.  promienia  Schwarzschilda,  jądro  nadal  się  zapada    zapada  się  nicość.  Powstaje  Czarna  Dziura  (czarne  niewiadomo  co  :),  z  której  nic  już  nie  może  się  wydostać.  Zarówno  światło,  materia  i  czas  są  wobec  niej  bezradne. Czarna dziura pochłania wszystko.                                                                               Galaktyka M87  z jądra galaktyki wydobywa się strumień materii świadczący  o istnieniu w centrum galaktyki ogromnej czarnej dziury

Slide 15

Artystyczna wizja czarnej dziury

Slide 16

Klasyfikacja gwiazd W astronomii typ widmowy to klasyfikacja  gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego  przez gwiazdę w niebieskiej części. Widmo  światła emitowanego przez gwiazdę jest  określone przez trzy podstawowe parametry  zewnętrznych warstw gwiazdy, a mianowicie: ich temperaturę,  ciśnienie gazu,  skład chemiczny.  Z powyższych czynników największy wpływ na  postać widma gwiazdowego ma temperatura.  Widma gwiazd o niskiej temperaturze  powierzchni świadczą o obecności tam prostych  związków chemicznych. Wraz ze wzrostem  temperatury spada liczba cząstek i atomy ulegają  jonizacji. Zmiany rozmiarów gwiazd i barw ich fotosfer wraz z typem widmowym dla gwiazd ciągu głównego. Zmiany barwy od czerwieni ku błękitowi (od lewa do prawa) związane są ze wzrostem. fotosfery Klasyfikacja gwiazd (typy spektralne  MorganaKeenana) zaczyna się od dużych i  jasnych gwiazd typu O, a kończy się na  gwiazdach klasy M. Rozróżniamy gwiazdy  klasy O, B, A, F, G, K, M, R, N, S, co łatwo  jest zapamiętać dzięki wierszykowi: Oh, Be  A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety.  Każda klasa ma 9 podklas. Słońce należy do  klasy G2. Większość gwiazd leży na ciągu głównym  opisującym zależność jasności gwiazdy od jej  typu spektralnego (diagram Hertzsprunga Russella). W klasyfikacji gwiazd oprócz  podania typu spektralnego podaje się również  dodatkowo klasę jasności gwiazdy (klasy I do  VII).

Slide 17

Diagram HertzsprungaRussella (HR)  wykres  klasyfikujący gwiazdy. Został on podany w 1911 r. przez E.  Hertzsprunga, a w 1913 r. udoskonalony przez H.N.  Russella. W wykresie tym na jednej z osi układu współrzędnych  podany jest typ widmowy (lub temperatura fotosfery albo  wskaźnik barwy), natomiast na drugiej osi podana jest  jasność. Na diagramie HR gwiazdy grupują się w  pewnych obszarach, większość gwiazd tworzy tzw. ciąg  główny (biegnący po przekątnej od prawego dolnego do  lewego górnego rogu wykresu), są to głównie młode  gwiazdy (I populacji). Gałąź leżąca bezpośrednio poniżej  ciągu głównego  to gałąź podkarłów (gwiazd II populacji).  W lewym dolnym rogu wykresu znajduje się grupa białych  karłów, natomiast nad ciągiem głównym znajdują się  kolejno od prawej grupy: podolbrzymy, czerwone  olbrzymy, olbrzymy i nadolbrzymy. W czasie swojego życia, gwiazda podlega ewolucji i  przesuwa się na diagramie HR w prawą stronę. To, jak  długo gwiazda pozostaje w ciągu głównym, zależy od jej  masy. Gwiazdy o masie poniżej 10 (masy Słońca) stają się  od razu białymi karłami. Jeżeli masa gwiazdy wynosi od  1040 to gwiazda po bardzo długim czasie z gwiazdy  ciągu głównego stanie się białym karłem. 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. 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 18

Budowa gwiazdy Obowiązujący model wnętrza gwiazdy opiera się w większości na obserwacjach Słońca. Nie  jesteśmy w stanie mierzyć zachodzących tam procesów bezpośrednio, ale, podobnie, jak w  przypadku badań wnętrza Ziemi, możemy obserwować fale sejsmiczne, w tym przypadku  fale podłużne. Jądro to materia w samym centrum gwiazdy. To tutaj (i tylko tutaj, w przypadku gwiazd  ciągu głównego) zachodzi proces syntezy jądrowej. Chociaż panujące ciśnienie sprawia, że  materia jest około 160 razy gęstsza od wody, występuje ona w formie gazowej, a to dzięki  temperaturze rzędu 14 mln K. Fuzja jądrowa utrzymuje się w stanie samopodtrzymującej się  równowagi. Kiedy jej tempo wzrasta, jądro ogrzewa się i rozszerza, co prowadzi do spadku  tempa fuzji. Analogicznie, jeżeli tempo spadnie, jądro ochłodzi się i zmniejszy swoje  rozmiary, w rezultacie zwiększając tempo fuzji. Warstwa promienista i konwektywna to obszary między jądrem a fotosferą gwiazdy. W  nich zachodzi przewodzenie ciepła (energii) wytworzonej w jądrze w postaci  wysokoenergetycznych fotonów (gamma i rentgenowskich. W warstwie promienistej  materia jest wystarczająco gorąca i gęsta, by proces ten zachodził dzięki promieniowaniu  cieplnemu, w warstwie konwektywnej natomiast przepływ ciepła zapewnia konwekcja. W przypadku gwiazd kilka razy większych od Słońca warstwa konwektywna znajduje się  nad jądrem, a warstwa promienista w zewnętrznych warstwach gwiazdy. Dla gwiazd  podobnych do Słońca, rozmieszczenie to jest odwrotne, czerwone karły natomiast w ogóle  nie posiadają warstwy promienistej.

Slide 20

Słońce Słońce  gwiazda centralna Układu Słonecznego,  wokół której krąży Ziemia, inne planety oraz mniejsze  ciała niebieskie. Słońce to najjaśniejszy obiekt na  niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi. Słońce jest gwiazdą ciągu głównego (V klasa jasności).  Jego typ widmowy (G2) charakteryzuje biaława  [1]  barwa i obecność w widmie linii zjonizowanych i  neutralnych metali oraz bardzo słabych linii wodoru.

Slide 21

Przypuszcza się, że Słońce powstało około 4,6 miliarda lat temu.  Po trwającym kilkadziesiąt milionów lat okresie kurczenia się  obłoku międzygwiazdowego, Słońce znalazło się na ciągu  głównym (zob. Diagram HR). Przez 4,6 miliarda lat Słońce  zwiększyło swój promień od 8 do 12, oraz jasność o ok. 27.  Zawartość wodoru w jądrze młodego Słońca wynosiła ok. 73,  obecnie już tylko 40. Gdy zapasy wodoru wyczerpią się, co  nastąpi za mniej więcej kolejne 5 mld lat, Słońce zmieni się w  czerwonego olbrzyma i pochłonie kilka najbliższych planet, po  około miliardzie lat odrzuci zewnętrzne warstwy i będzie  zapadało pod własnym ciężarem przeistaczając się w białego  karła. Przez wiele miliardów lat będzie stygło, aż stanie się  czarnym karłem (wszechświat jest jeszcze za młody, by istniały  takie obiekty).

Slide 22

I pamiętajcie!