ZVIJEZDE NASTANAK I RAZVOJ ZVIJEZDE

ZVIJEZDE - NASTANAK I RAZVOJ

1PRVA FAZA RAZVOJA ZVIJEZDENakon Velikog praska tvar se, prema inerciji, nastavila iriti i dalje hladiti. Meutim mjestimino se nasumce zgunjavala. Zbog djelovanja gravitacijske sile takve su se sluajne, neto gue nakupine tvari dalje zgunjavale i raala su se svemirska tijela. Zbog gravitacijskog stezanja rasla je temperatura u sredinjem dijelu nebeskog tijela, te kad je dosegla 107K poela je nuklearna fuzija jezgara vodika u helij uz oslobaanje energije. 2TERMONUKLEARNA FUZIJA

Openito kod termonuklearne fuzije , na jako visokim temperaturama , lake jezgre se spajaju u tee uz oslobaanje energije . Ukupna masa estica prije fuzije (m 1 ) vea je od mase estice koja je nastala fuzijom ( m2) . Zbog defekta mase m = m1 - m2 oslobaa se energija u iznosu :

E = c2 m (c =3 108 m /s ) .

3Nuklearna fizika izvori energije zvijezda, nuklearni procesi u svemiru(20. stoljee)

energija vezanjafuzijafisija"reljef" masa

FUZIJA VODIKA U 1. FAZI RAZVOJA ZVIJEZDE5Detaljniji ispisproton-proton reakcije:

2(1H+1H )2H+e++e (4.0MeV+ 1.0 MeV)2(1H +2H ) 3He + (5.5 MeV)3He +3He 4He +1H +1H (12.9 MeV)Ove reakcije konano postaju:41H 4He + 2e++ 2 + 2e (26.7 MeV)

6

Pojednostavljeni prikaz p - p ciklusa

1. KORAK2. KORAK3. KORAK7DRUGA FAZA RAZVOJA ZVIJEZDEPoto se u sredinjem dijelu zvijezde iscrpi vodik pretvorivi se u helij, nastupa druga faza. Budui da se u sredinjem dijelu zvijezde vie ne stvara nuklearna energija, ona se dalje gravitacijski stee i zbog toga raste temperatura. Kad temperatura u sredinjem dijelu zvijezde dovoljno poraste poinje fuzija triju jezgara helija u jezgru ugljika, uz emisiju gama zraenja. Zatim nastaje fuzija ugljika i helija u kisik itd. Tada se oko te sredinje kugle, u kojoj se zbiva fuzija jezgara helija, nalazi vanjska ljuska u kojoj nije iscrpljen vodik, pa u njemu i dalje tee fuzija vodika u helij.8

9Detaljnji ispis : ugljik-duik-kisik ciklusa.

4He +4He + 92 keV 8*Be4He +8*Be + 67 keV 12*C12*C 12C + + 7.4 MeVOpi oblik ove reakcije je:34He 12C + + 7.2 MeV.

10Pri prijelazu iz 1. u 2. fazu zvijezda se uvelike iri. To e se za nekoliko milijardi godina dogoditi sa Suncem. Ono e se pritom toliko poveati da e progutati najblie planete i spriti Zemlju.11Kada se u sredinjem dijelu zvijezde potroi sav ugljik , sredinji se dio ponovno gravitacijski stee i temperatura opet raste. Kada temperatura dovoljno poraste nastupa trea faza. Daljnjom fuzijom u sredinjem dijelu nastaju magnezij , silicij .... Oko te sredinje kugle nalazi se prva ljuska u kojoj i dalje fuzijom helija nastaje ugljik, pa sljedea ljuska u kojoj fuzijom vodika nastaje helij. U iduim fazama nastaje fuzija sve teih i teih jezgara , sve dok u sredinjem dijelu zvijezde ne nastane eljezo. Stvara se sredinja kugla preteno graena od atomskih jezgara eljeza i drugih jezgara sline mase. Oko te kugle oblikuju se ljuske koje sadre redom sve lake i lake jezgre to su blie povrini jezgre.TREA FAZA RAZVOJA ZVIJEZDE12

Dalje dolazi do fuzije u sve tee elemente....

itd..... sve do 26 Fe56.13

14Razvoj zvijezde ovisi o njenoj masi

15RAZVOJ ZVIJEZDA

Pri fuziji u unutranjosti zvijezda graa zvijezde se stalno mijenja . Zbog termonuklearne fuzije zvijezde imaju visoku temperaturu i vlastiti sjaj . Boja zvijezde je vezana s temperaturom zraeih slojeva . Sjaj zvijezde je predoen apsolutnom zvjezdanom veliinom ( M) .

16HERTZSPRUNG-RUSSELLOV DIJAGRAM :

- pozicija zvijezde odreena je njenim sjajem i temperaturom- veina zvijezda nalaze se u vrpci nazvanoj glavnim nizom- plave zvijezde - visoka temperatura,nalaze se sa lijeve strane - crvene zvijezde - niska temperatura, nalaze se sa desne strane- meu zvijezdama sline temperature ( boje) razlikuju se po sjaju patuljaste i divovske zvijezde .

Bijelipatuljak17Vrijeme koje zvijezda provede na glavnom nizu ovisi o njezinoj masi. Velike masivne zvijezde koje se nalaze na vrhu glavnog niza brzo e potroiti svoje nuklearno gorivo i napustiti glavni niz. Ako je npr. zvijezda samo pet puta masivnija od Sunca, na glavnom nizu e provesti samo 70 milijuna godina (za razliku od Sunevih 10 milijardi), a ako je 25 puta masivnija, onda tu provodi samo 3 milijuna godina, dok su 30 puta masivnije tu manje od milijun godina.

18MASIVNE ZVIJEZDE ( s masom 10 puta veom od Suneve mase ) nastavljaju u svojim jezgrama fuziju u tee elemente , sve do eljeza . Daljnje stezanje jezgre dovodi do uruavanja i eksplozije koja se naziva supernova , pri emu se skoro cjelokupna materija zvijezde razleti u meuzvjezdani prostor.Ako jezgra preostale zvijezde nakon eksplozije ima masu izmeu 1,4 i 3 Suneve mase pretvoriti e se u neutronsku zvijezdu , a ako je jezgra zvijezde masivnija od 3 Suneve mase pretvoriti e se u crnu rupu .19ZVIJEZDA VELIKE MASEPlava zvijezda temperatura na povrini je 25 000CPlavi superdiv Crveni div jezgra 600 milijuna CSupernova a) neutronska zvijezda b) crna rupa/jama20MALE I SREDNJE ZVIJEZDE ( poput Sunca ) nakon to se sav vodik u njihovim sredita pretvori u helij , dospijevaju u fazu crvenog diva . Jezgra im doivljava daljnje gravitacijsko stezanje , a vanjski slojevi se ire i hlade . Kada temperatura i gustoa u jezgri dovoljno narastu zapoinje fuzija a helija u ugljik i kisik . U takvim zvijezdama ne moe zbog manje mase zapoeti novo gravitacijsko stezanje jezgre . Gusta masivna jezgra od vrueg ugljika naziva se bijeli patuljak , a najvei dio materije bive zvijezde , koji se ve ranije poeo iriti , nastavlja se sferno iriti meuzvjezdanim prostorom u obliku planetarne maglice . Nakon 107 godina bijeli patuljak e se ohladiti i postati crni patuljak .21ZVIJEZDA MALE MASEuti patuljak emitira ukastu svjetlostCrveni div sjaji crvenim sjajemBijeli patuljak izgorio je sav helijCrveni patuljakCrni patuljak =>vjerojatno ovakva sudbina oekuje i nae Sunce22Ponovimo :

23ZVIJEZDE U PARU

Dvojnih zvijezda ima otprilike koliko i jednostrukih .

POMRINSKI DVOJNE ZVIJEZDE zvijezde se gibaju tako da se u gibanju meusobno zaklanjaju .Primjer : Algol ( Perzeja )- vidljiva okom ; T < 3 dana ; glavna zvijezda i pratilac nisu jednakog sjaja .

PROMJEN LJIVE I EKSPLOZIVNE ZVIJEZDEPulsirajui promjenljive zvijezde-najee divovske zvijezde nestalnog obujma ; njihova atmosfera pulsira

24Eclipsing Binary Simulator

Pomrinski promjenljive zvijezde26Tumaenje promjene sjajaOploja zvijezda polumjera R1 i R2 se odnose : A1 / A2 = 4R1 2 / 4R2 2 = (R1/R2)2Ako u dvojnom sustavu vrijedi R1 < R2 onda je :U maksimumu sjaja dvojnog sustava , zvijezde jedna drugu ne prekrivaju : L = L1 + L2Za primarnog minimuma , druga zvijezda u potpunosti prekriva prvu: Lp / L = L2 / L1 + L2Za sekundarnog minimuma , prva zvijezda se nalazi ispred druge :Ls / L = L1 +( L2 (R1/R2)2L2 ) / L1 + L2

Luminozitet zvijezde : L = A T4 = 4 R2 T4Pomrinski promjenljive zvijezde

Pulsirajue promjenljive zvijezde

29CEFEIDE ( ime po Cefeja )periodi od 1 do 10-ak dana ,prividna zvjezdana veliina se mijenja za nekoliko desetina do 1 2 zvjezdane veliine .divovi velikog sjaja ( 104 puta sjajnije od Sunca )zvijezda to vie zrai to ima dui period sjaja

30

Krivulja sjaja cefeida31Cefeide

Prosjena prividna magnituda cefeide : m = (mmax + mmin) / 2Period(T) cefeide se odredi iz grafa .Apsolutna magnituda cefeide se odredi iz zakona period sjaj : M = A + B log T A, B konstante koje ovise o vrsti cefeide.Za cefeidu , iji je priloen m-t graf , vrijedi: M = - 1,43 -2,81log T(d)Udaljenost cefeide se dobiva iz odnosa prividne i apsolutne magnitude. Cefeida je u svom maksimumu sjajnija nego u minimumu za : Emax : Emin = 2,512m(min) m(max)

Krivulja sjaja cefeide u Velikom Magellanovom oblaku : mmin = 15,96m , mmax= 15,20m , period T = ( 6,3 1,5 ) d = =4,8 d.Najpoznatije -cefeide

33Metode vizualnih ocjena sjaja promjenljivih zvijezda

Argelanderova metoda

Usporeuje se u uvjetnim stupnjevima sjaj promjenljive zvijezde (v) s dvije poredbe zvijezde najblie po sjaju promjenjivoj zvijezdi od kojih je jedna (a) sjajnija, a duga (b) slabija od promjenljive. Ocjene moraju biti meusobno neovisne: a2v , v3ba3v , v1ba4v , v1b

Pickeringova metoda

Interpolacijska metoda . Odabiru se dvije poredbene zvijezde (a , b) koje se ne razlikuju puno od sjaja promjenjive zvijezde. Poredbena zvijezda a je sjajnija , a b slabijeg sjaja od promjenljive (v). Interval sjaja izmeu a i b se u mislima podijeli na 10 jednakih dijelovaOcjene se zapisuju u obliku :a3v7ba4v6bapv(10-p)b

Potrebne su poredbene zvijezde i karte okolina za odabrane promjenjive zvijezde.AAVSOAmerican Association of Variable Star Observers

Odreivanje prividne magnitude zvijezde

Fotografira se okolina zvijezde nepoznatog sjaja. Za nekoliko okolnih zvijezda se zna prividni sjaj (prividnu magnitudu).Povrina slike zvijezde na fotografiji proporcionalna je prividnom sjaju zvijezde.Iz promjera slika zvijezda dobije se povrina pa se moe nacrtati graf ovisnosti prividnog sjaja o povrini.Iz badarnog dijagrama se nakon izraunavanja povrine slike nepoznate zvijezde dobije njen prividni sjaj.

IRIS , An astronomical images processing softwarePromjena polumjera zvijezde

Zvijezdi polumjera R1 smanjuje se polumjer na R2Po zakonu ouvanja momenta koliine gibanja L1 = L2 ; I1 1 = I2 2Smanjenjem polumjera smanjuje se moment tromosti , a poveava kutna brzina.

(2/5)MR12( v1/R1) = (2/5)MR22( v2/R2)Slijedi : R1v1 = R2v2R1( 2 R1/T1 ) = R2( 2 R2/T2 )

R12 / T1 = R22 / T2

H.S. LeavittmOdreivanje udaljenosti galaksije

Mlog P4. s grafa M=f(P) oitati apsolutnu zvjezdanu veliinu M

M = m + 5 5 log r pcizmjeriti prividnu zvjezdanu veliinu m 1. pronai u njoj cefeidu3. mjeriti sjaj cefeide u vremenu, odrediti period pulsacija P

5. iz relacije - izraunati r

38MIRIDE ( po zvijezdi Mira Ceti)

pulsirajui promjenljive zvijezde dugog perioda ( mjeseci , godine )veledivovi niske temperatureMira Ceti pri najveem sjaju je m = 2 , a pri najmanjem se moe neuoiti

39

to su novae?40NOVE ZVIJEZDE-od vremena do vremena pojavi se na nebu zvijezda koju se prije nije vidjelo-u kratkom roku sjaj zvijezde se poveao tisue puta , a kroz nekoliko mjeseci se vrati na poetni sjaj

41

mvrijeme42NOVENova se zvijezda sastoji od dvije zvijezde izmeu kojih struji plin . atmosfera vee zvijezde prelazi u manju . Manja je bijeli patuljak . U bijelom patuljku pridoli plin (vodik) se pretvara u helij pa nakon nekog vremena nastupi eksplozija . Poslije eksplozije tvar se i dalje nastavlja prenositi do slijedee eksplozije

43SUPERNOVE

sjaj im se povea mnogo vie nego kod novih .-javljaju se rjee nego nove-ako je u jezgri jako masivne zvijezde u termonuklearnoj fuziji dolo do eljeza , tlak u jezgri pada , sredite zvijezde se urui , a atmosfera odlijee u svemir. Od atmosfere preostaje samo maglica

44SUPERNOVE

Primjeri : Rakovica ( M1 u Biku ) , eksplozija u 1054. god.- vidjeli kineski astronomi1571. g. Tycho Brache1601.g. Johannes Kepler1901.g. - nova u Perzeju1987.g- - u Velikom Magelanovom oblaku

45to ostaje nakon eksplozije supernove ?

1)neutronska zvijezda polumjera 10-ak kilometara koja brzo rotira ( stotinjak puta u sekundi). Neke neutronske zvijezde se vide kao pulsari . Prvi puta su otkriveni 1967.g. ( A. Hewish- engleski radio-astronom )

2)crna jama objekti jako malih dimenzija , a jako velike gustoe . Niti elektromagnetsko zraenje ih ne moe napustiti .46

CRNA RUPA

Crna rupa je nebesko tijelo koncentrirano od mase s gravitaciskim poljem tako jakim da ak i izlazna brzina iz najbliih toaka prekorauje brzinu svijetlosti. To znai da nita, pa ak ni svjetlost, ne moe izai iz njene gravitacije,te joj otuda i naziv crna rupa.Teoretski crne rupe mogu biti bilo koje veliine, od mikroskopskih do onih veliine Svemira.Crne rupe iziskuju opi relativistiki koncept zakrivljenog prostora-vremena (prostorno vremenskog kontinuuma), a njihove najuoljivije karakteristike se oslanjaju na izoblienje (distorziju) geometrije prostora koji ih okruuju.47Schwarzschildov polumjer

polumjer karakteristian za crne rupePolumjer tijela mase M koje se zbog gravitacijskih sila uruilo do te mjere da vie nikakve sile ne mogu sprijeiti njegovo daljnje uruavanje.Niti svjetlost u tim uvjetima ne moe napustiti tijelo.

Schwarzschildov polumjer - izvod

Crna rupa zapravo je nevidljiva jer guta svjetlost. Kako bi astronomi otkrili postojanje crne rupe moraju prouavati okolne zvijezde tj. njihovo gibanje. Tamo gdje se nalazi crna rupa zvijezde se oko nje gibaju znatno bre nego u prostorima gdje crne rupe nisu prisutne.

U galaktici blizu nae Mlijene staze otkrivena je prva super masivna crna rupa. Znanstvenici su super masivne crne rupe nakon toga pronali u jo niz galaksija i time zakljuili da se super masivne crne rupe nalaze u gotovo svim galaksijama.Ubrzo je otkriveno da se i u sreditu nae galaksije Mlijene staze nalazi super masivna crna rupa mase 2 milijuna puta vea od mase Sunca. Daljnja istraivanja pokazala su da se crne rupe nalaze u svim galaksijama. Crna rupa sastavni je dio svake galaksije, te ini 0.5% njene mase.

Crna rupa takoer utjee i na sigmu (brzina kruenja zvijezda na rubu galaksije). to je vea masa crne rupe, brzina sigme je bra. Njihova povezanost ukazuje da su u prolosti crne rupe i sigme bile blisko povezane.Do nedavno znanstvenici su mislili da su galaksije i zvijezde nastale saimanjem plina, no novija istraivanja pokazuju da su crne rupe utjecale na stvaranje i razvoj galaksija. Nastale su uruavanjem velikog oblaka plina, te su nakon nastajanja vitlale velike koliine plina i stvorile zvijezde i samu galaksiju.50Zvijezda u gravitacijskom polju crne rupe

Iz : Fcp = Fg mv2/r = GmM/r2 Slijedi : M = rv2/ GZapaa se Dopplerov uinak u obliku periodinog pomaka prema crvenom(udaljavanje) i modrom (pribliavanje).z = v/c = /

v = c/ , ( 1)v = 2 r / T , (2)

mUdaljavanje : 1 = + Pribliavanje : 2 = - 1 - 2 = 2

http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/variable_types.html#GRUPA KLASA TIP PROMJENLJIVEZVIJEZDEINTRINZINOEKSTRINZINOPOMRINSKE DVOJNE ROTIRAJUEPROMJENLJIVEERUPTIVNE(KATAKLIZMIKEEKSPLOZIVNE)

PERIODIKIPROMJENLJIVE

Cefeide

RR Lyrae

RV Tauri

Dugoperiodike

Tip I - Klasine

Tip II W Virginis

Mire

Polupravilne

Supernove

Nove

Povratne nove

Patuljaste nove

Simbiotske

R Coronae Borealis52