1

Astrofizyka

Gwiazdy, gwiazdozbiory

Obserwowane własności gwiazd – diagram HR

Parametry gwiazd i ich relacje

Modele gwiazd: gwiazdy ciągu głównego, białe karły, gwiazdy neutronowe

Ewolucja gwiazd i procesy zachodzące w gwiazdach

Słońce – heliofizyka

2

Diagram Hertzsprunga

–Russela

Barwa gwiazdy a jasność bezwzględna

3

Barwa a temperatura – prawo przesunięć Wiena

Położenie maksimum

gęstości spektralnej

promieniowania równowagowego

(„ciała doskonale czarnego”):

4

Jasność a temperatura – prawo Stefana–Boltzmanna

Całkowity strumień energii promieniowania przez

powierzchnię cdc:

gdzie

– stała Stefana–Boltzmanna

Całkowita moc promieniowania:

5

Pomiar odległości w astronomii

Małe odległości – metoda paralaksy

Świece standardowe

Cefeidy zmienne (do 30 Mpc)

Zależność jasności od okresu pulsowania

Supernowe typu Ia (do 1000 Mpc)

Stała jasność maksymalna

Niezbyt często występują

1 AU

d

6

Model gwiazdy „klasycznej”Gwiazda zbudowana z niezdegenerowanej (klasycznej) plazmy protonowo – elektronowej → równanie stanu gazu doskonałego

Ciśnienie pochodzi od ciężaru gazu (ciśnienie „klasyczne”)

Ciśnienie średnie:

Równanie stanu gazu protonów:

Relacja jasność–masa (Eddington 1924):

wtedy

Przyjmuje się

Gwiazdy ciągu głównego

7

Jasność a masa – zależność Eddingtona

gwiazdki – Droga Mlecznalinia przerywana:

kwadraty – Wielki Obłok Magellanalinia ciągła:

Sir Arthur Eddington(1882-1944)

8

Model gwiazdy „klasycznej” (c.d)

Prosty model: stała gęstość

Energia grawitacyjna:

Stąd

Dla mamy

9

Gaz fermionówN fermionów w objętości V (przyjmujemy sześcian, V = L3

Zakaz Pauliego

Gęstość stanów

Energia Fermiego

Energia stanu podstawowego

Warunek silnej degeneracji

Ciśnienie kwantowe

10

Model gwiazdy „kwantowej” – białe karłyGwiazda, w której składowa elektronowa plazmy jest silnie zdegenerowana

Warunek silnej degeneracji:

(stąd gaz elektronowy osiąga stan degeneracji szybciej)

Warunek równowagi

Niech x – stosunek liczby elektronów donukleonów. Wtedy minimum energii dla

Dla mamy

(~ rozmiary Ziemi)

Białe karłyBiały karzeł – Syriusz B

11

Biały karzeł w granicy relatywistycznej – masagraniczna Chandrasekhara

R [m

]

105

106

107

108

masa10-3 M⊙ 0,1 M⊙ 10 M⊙M⊙

M kr

Jowisz

Subrahmanyan Chandrasekhar(1910-1995; Nobel 1983)

R ~ M -1/3

Duża masa ⇒ mały promień ⇒ duża gęstość

⇒ ⇒ opis relatywistyczny

W granicy ultrarelatywistycznej,

Ciśnienie kwantowe gazu elektronów:

Z porównania ze średnim ciśnieniemgrawitacyjnym:

niezależnie od promienia gwiazdy!

Porządniejsza teoria: dla

12

Gwiazdy neutronoweRozważmy obiekt złożony głównie z neutronów,

Wkłady do energii:

nierelatywistyczny zdegenerowanygaz neutronów

relatywistyczny zdegenerowany gaz elektronów

grawitacja

Z warunku stabilności dla

Dla mamyoraz gęstość

Minimum energii:

Masa graniczna dla gwiazdy neutronowej

13

PulsarySilnie namagnesowane gwiazdy neutronowe wysyłają wiązki promieniowania e-m wzdłuż osi dipola magnetycznego

Jeśli oś obrotu gwiazdy nie pokrywa się z osią dipola magnetycznego, to wiązki omiatają przestrzeń i mogą zostać wykryte jako rozbłyski.

Mgławica krab: centralny pulsar i wiatr pulsarowy

Zdjęcia migawkowe centralnego obszaru mgławicy Kraba(rzeczywisty okres pulsowania 33 ms)

14

Czarne dziury

Prędkość ucieczki z gwiazdy o masie M i promieniu R:

Jeśli to i żaden obiekt materialny (ani światło)

nie może opuścić otoczenia gwiazdy (promień Schwarzschilda)

Czarna dziura

Czarne dziury

oddziałują grawitacyjnie

Emitują promieniowanie Hawkinga (przewidywanie teoretyczne)

Małe czarne dziury tracą więcej masy niż gromadzą,więc wyparowują zupełnie.

15

Ewolucja gwiazd 1: narodziny

Ciemna mgławica (GMC – giant molecular cloud)Gęstość ~ 106 cząstek/cm3

Masa: 105 ÷ 107 M⊙

ProtogwiazdaGęsta materia pochłania promieniowanie

– temperatura rośnieProtogwiazda świeci kosztem energii grawitacyjnej

Kurczenie grawitacyjneKryterium Jeansa:

Dla T = 100 K, M > 1200 M⊙Energia wypromieniowywana

– temperatura stałaRozpad na mniejsze obłoki

Mgławica NGC 604 – miejsce narodzin gwiazd

kilk

a –

kilk

adz

iesi

ąt m

ln la

t

16

Ewolucja gwiazd 2: młodość

Protogwiazda

Brązowy karzeł

lekka

Gęsta materia pochłaniapromieniowanie

– temperatura rośnieProtogwiazda świeci kosztem energii grawitacyjnejRozpoczynają się reakcje jądrowe

„Wiek 0” gwiazdy

ciężka

50 m

ln la

t dla

M⊙

10 m

ld la

t dla

0,1

M⊙Gwiazda ciągu głównego

17

Ewolucja gwiazd 3: wiek dojrzałyGwiazda ciągu głównego

Synteza jądrowa wodoru (cykl protonowy)

Również cykl CNO – dominujący w nieco cięższych gwiazdach

Wypalone jądro zapada się i ogrzewaCiśnienie promieniowania z powłoki wodorowej powoduje ekspansję atmosfery

Czerwony olbrzym

Sło

ńce:

t ~

101

0 la

t

18

Ewolucja gwiazd 4: starośćCzerwony olbrzym

Gwiazda helowa, nadolbrzym

2·108 K

W dostatecznie wysokiej temperaturze w jądrze zachodzi reakcja syntezy węgla:

W masywnych gwiazdach syntetyzowanyjest następnie azot i tlen

Ciśnienie grawitacyjne ↔ ciśnienie termodynamiczne

W najbardziej masywnych gwiazdach osiągane są temperatury wystarczającedo syntezy cięższych pierwiastków

(proces 3-alfa)

19

Ewolucja gwiazd 5: śmierć gwiazdy (1)Bardzo małe gwiazdy,helowy biały karzeł

Małe i średnie gwiazdy,kolaps jądra C-O z odrzuceniem zewnętrznych warstwbiały karzeł węglowo-tlenowy otoczony mgławicą planetarną

(większość białych karłów jest tego typu)

Mgławica planetarna Eskimos Mgławica planetarna Kocie Oko

20

Ewolucja gwiazd 5: śmierć gwiazdy (2)

Duże gwiazdy,masa jądra przekracza granicę Chandrasekharakolaps jądra, supernowa (typu II),

temperatura jądra ~7·109 K, wychwyt beta gwiazda neutronowa lub czarna dziura

Pozostałości po SN 1604 (Keplera) – ostatnia zaobserwowana w naszej galaktyce

Rozszerzające się pozostałości po SN 1987(Wielki Obłok Magellana)

21

Ewolucja – Słońce

źródło: http://astunit.com/astunit_tutorial.php?topic=stellar

22

Słońce – dane obserwacyjneStała słoneczna

Odległość

Promień

Efektywna temperatura powierzchni

Widmo:

w przybliżeniu ciało doskonale czarne

rozbieżność dla wysokich energii

23

Słońce – struktura

źródło: Wikipedia

24

Plamy słoneczneZwiększony strumień pola magnetycznego → utrudniona konwekcja→ niższa temperatura

Powstają zwykle w parach o przeciwnej biegunowości: wejście i wyjście linii pola

Cykle aktywności Hinode's Solar Optical Telescope, NASA

źródło grafiki: Wikipedia

25

RozbłyskiRozbłysk słoneczny: Nagła emisja energii (promieniowania, cząstek)

Od kilku minut do ~ 1,5 h

Koronalny wyrzut masy, 31.08.2012

źródło:Solar Dynamics Observatory, NASA

Rozbłysk dwuwstęgowyźródło: Instytut Astronomiczny UWr

26

ProtuberancjeWstęgi gęstej, względnie chłodnej (~ 100 000 K) plazmy w koronie słonecznej

Czas życia do kilku tygodni

Protuberancja eruptywnaźródło: Instytut Astronomiczny UWr

źródło: NASA