karły, gwiazdy ciągu głównego

Ewolucja pod gwiazdami

Promieniowanie elektromagnetyczne

Ciało doskonale czarne (promiennik zupełny) Tak świeci (widmo ciągłe) ciało znajdujące się w równowadze termodynamicznej Gwiazdy gorące są niebieskie, a chłodne – czerwone

Aby zmierzyć temperaturę gwiazdy definiuje się tzw. wskaźniki barwy lub analizuje się linie widmowe

Barwa - temperatura

Albireo – w rzeczywistości układ potrójny. W teleskopie zwykle zobaczymy dwa składniki. Jeden z nich ma temperaturę około 4000 K, a drugi około 12000 K.

Klasyfikacja widm gwiazd

1872 – klasyfikacja Harvardzka typy O B A F G K M ( podtypy 0 – 9)

OH, BE A FINE GIRL, KISS ME

Moc promieniowania

Gwiazda produkuje w ciągu sekundy pewną ilość energii – jest elektrownią termojądrową o określonej mocy Ta energia jest wypromieniowana przez całą powierzchnię gwiazdy

Moc promieniowania gwiazdy: L=4πR2σT4

Diagram H-R Przedstawiony w 1911 roku przez E. Hertzsprunga Udoskonalony w 1913 roku przez H.N. Russella

Klasa jasności 0-Ia – hiperolbrzymy (P Cygni) I – nadolbrzymy (Deneb, delta Cephei, mi Cephei) II – jasne olbrzymy (Adhara, Rasalgethi) III – olbrzymy (Arktur, Hadar, RR Lyrae, Thuban) IV – podolbrzymy (Muphrid)

jasność absolutna

V – karły, gwiazdy ciągu głównego (Słońce, Wega, Altair) VI – podkarły (Mu Cassiopeiae, Groombridge 1830) VII – białe karły (centrum mgławicy pierścień) Klasy jasności nie należy mylić z jasnością, bo kj wynika z cech widma

typ widmowy

0-Ia – hiperolbrzymy

P Cygni

Masa

30 M☉

Promień

76 R☉

Moc promieniowania

610 000 L☉

Temperatura

18,700 K

Najjaśniejsze z gwiazd. Przykład:

P Cygni – należąca do typu „jasnych błękitnych zmiennych” (LBV). Pod koniec XVI w. pojaśniała do 3 mag. Obecnie zmiany jasności nie przekraczają 0.5 mag.

0-Ia – hiperolbrzymy

P Cygni

Deneb, δ Cephei, μ Cephei

I – nadolbrzymy

Masa

19 M☉

Promień

203 R☉

Moc promieniowania

200 000 L☉

Temperatura

8525 K

Bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Przykład:

Deneb – odległa od nas o około 1500 l.św.. Najdalsza spośród 30 najjaśniejszych gwiazd na niebie. Należy do chińskiego gwiazdozbioru Niebiański Bród, który stanowił przeprawę przez Drogę Mleczną.

I – nadolbrzymy

Deneb, δ Cephei, μ Cephei

II – jasne olbrzymy

Almach

Masa

4.5 M☉

Promień

80 R☉

Moc promieniowania

2000 L☉

Temperatura

4500 K

Jasność pomiędzy olbrzymami a nadolbrzymami. Przykład:

Almach – układ poczwórny. Najjaśniejszy składnik (γ1 And) jest jasnym olbrzymem. Odległość od nas – około 350 l.św.

II – jasne olbrzymy

Almach

III – olbrzymy

Arktur, RR Lyrae, Thuban

Masa

3.85 M☉

Promień

6.75 R☉

Moc promieniowania

300 L☉

Temperatura

9500 K

W większości są to niezbyt masywne gwiazdy przy końcu ich życia. Przykład: Thuban – w starożytności była w okolicy bieguna świata (gwiazda polarna). Najbliżej, mniej niż 2.5 minuty łuku, znajdował się w roku 2787 p.n.e. W 20346 r. znów będzie gwiazdą polarną. Jest gwiazdą spektroskopowo podwójną.

III – olbrzymy

Arktur, RR Lyrae, Thuban

IV – podolbrzymy

Muphrid

Masa

1.71 M☉

Promień

2.67 R☉

Moc promieniowania

8.89 L☉

Temperatura

6100 K

Zaczęły ewolucję do statusu olbrzymów lub nadolbrzymów. Przykład: Muphrid – wiek tej gwiazdy to około 2.7 mld lat. Na niebie jest blisko Arktura. W rzeczywistości Arktur też jest blisko niej (3.24 l.św.). Jeżeli dookoła Muphrid krążą planety to Arktur świeci na ich niebie jako gwiazda o jasności około -5 mag.

IV – podolbrzymy

Muphrid

Narodziny

Mgławica Orzeł (M16) – obszar, w którym powstają gwiazdy. Najsłynniejszy fragment to „słupy stworzenia” sfotografowane przez teleskop Hubble’a.

Narodziny

Narodziny

Przykłady gwiazd różnych typów

V – karły, gwiazdy ciągu głównego

Masa

1.79 M☉

Promień

1.63-2.03 R☉

Moc promieniowania

10.6 L☉

Temperatura

6900-8500 K

Słońce, Wega, Altair

Gwiazdy spalające wodór w swoich wnętrzach. Przykład: Altair – Rotuje niezwykle szybko (10,4 godz.). Pełen obrót wykonuje w mniej niż 9 godzin. Z tego powodu jest bardzo mocno spłaszczona, co udało się stwierdzić obserwacyjnie.

V – karły, gwiazdy ciągu głównego

Słońce, Wega, Altair

V – karły, gwiazdy ciągu głównego

Masa

2.135 M☉

Promień

2.362 R☉

Moc promieniowania

40.12 L☉

Temperatura

9602 K

Słońce, Wega, Altair

Gwiazdy spalające wodór w swoich wnętrzach. Przykład: Wega – zaraz po Słońcu, pierwsza sfotografowana i pierwsza, dla której otrzymano widmo gwiazda. Stanowi punkt zerowy skali jasności gwiazdowej. Za niecałe 12000 lat będzie gwiazdą polarną. Jedna z gwiazd Trójkąta Letniego.

V – karły, gwiazdy ciągu głównego

Słońce, Wega, Altair

μ Cassiopeiae, Groombridge 1830

VI – podkarły

Masa

0.66 M☉

Promień

0.68 R☉

Moc promieniowania

0.2 L☉

Temperatura

4759 K

Zimne podkarły to gwiazdy ciągu głównego o niskiej metaliczności. Gorące podkarły to wyewoluowane gwiazdy odrzucające swoją otoczkę. Przykład: Groombridge 1830 – znajduje się w odległości około 10 parseków, co oznacza, że jej jasność widoma jest prawie równa absolutnej.

VI – podkarły

μ Cassiopeiae, Groombridge 1830

Życie na ciągu głównym

Reakcja p-p Typowa (ale nie jedyna) reakcja syntezy wodoru w hel zachodząca w gwieździe znajdującej się na ciągu głównym.

Gwiazda po „rozpaleniu” wnętrza osiąga stan równowagi. Dla Słońca: 600 mln ton wodoru zamienia się w hel w każdej sekundzie 4 mln ton jest przekształcane w energię: 3.6*1026 J

Życie na ciągu głównym Gwiazda jest równowadze gdy grawitacja, która dąży do ściśnięcia gwiazdy jest powstrzymywana przez wytwarzane we wnętrzu ciśnienie:

ciśnienie grawitacja

- gazu (jest duże, bo w centrum jest wysoka temperatura) - promieniowania (bo wewnątrz zachodzą reakcje termojądrowe)

Równowaga zostaje zaburzona kiedy kończy się paliwo (wodór) we wnętrzu. Maleje ciśnienie: - gazu, bo jest mniej cząstek - promieniowania, bo spada tempo reakcji termojądrowych Czas po jakim nastąpi zachwianie równowagi zależy głównie od masy gwiazdy. Od masy zależą także dalsze losy gwiazdy…

Zależność masa-jasność

LM

4

Gwiazda o masie 10 M wypromieniowuje 10000 razy więcej energii niż Słońce. Jej zapas paliwa jest tylko 10 razy większy, co oznacza, że żyje 1000 razy krócej niż Słońce.

Czerwone olbrzymy Po wypaleniu wodoru we wnętrzu gwiazda kurczy się i rozgrzewa w centrum do temperatury ponad 100 milionów kelwinów.

Zanim jednak centrum osiągnie odpowiednią temperaturę gwiazda przechodzi przez etap „czerwonego olbrzyma”-na diagramie H-R przesuwa się w prawo i w górę Jądro gwiazdy powoli zapada się. Wewnątrz nie ma już paliwa (wodoru). Temperatura jądra rośnie i zaczyna się spalanie wodoru w cienkiej warstwie wokół jądra. Jednocześnie zewnętrzne warstwy gwiazdy rozdymają się i chłodzą – gwiazda robi się wielka i czerwona. Ten etap pojawia się w czasie życia każdej gwiazdy poza tymi najmniej masywnymi.

III – olbrzymy

Arktur, Hadar, RR Lyrae, Thuban

Masa

1.1 M☉

Promień

25.7 R☉

Moc promieniowania

170 L☉

Temperatura

4290 K

W większości są to niezbyt masywne gwiazdy przy końcu ich życia. Przykład:

Arktur – jedna z bliższych gwiazd. Odległy zaledwie o 36.7 l.św. Jest czwartą co do jasności gwiazdą na niebie (lub piątą uwzględniając Słońce). Pokazuje przyszłość naszej najbliższej gwiazdy.

III – olbrzymy

Arktur, Hadar, RR Lyrae, Thuban

III – olbrzymy

Arktur, RR Lyrae, Thuban

Masa

0.65M☉

Promień

5.1-5.6 R☉

Moc promieniowania

49 L☉

Temperatura

6125 K

W większości są to niezbyt masywne gwiazdy przy końcu ich życia. Przykład: RR Lyrae – w ciągu nieco ponad 13 godzin zmienia swoją jasność od 7.06 do 8.12 mag. Gwiazdy wykazujące zmienność typu RR Lyrae są świecami standardowymi. Należy do gwiazd Populacji II, które powstawały w stosunkowo młodym Wszechświecie, w którym brakowało pierwiastków cięższych od wodoru i helu.

III – olbrzymy

Arktur, RR Lyrae, Thuban

Deneb, δ Cephei, μ Cephei

I – nadolbrzymy

Masa

19 M☉

Promień

650-1420 R☉

Moc promieniowania

370 000 L☉

Temperatura

3690 K

Bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Przykład:

Gwiazda Granat – nazwę nadał Wiliam Herschel ze względu na wyraźną czerwoną barwę. Zmienność od 3.45 do 5.1 mag. Przechodzi etap „palenia” helu.

I – nadolbrzymy

Deneb, δ Cephei, μ Cephei

Deneb, δ Cephei, μ Cephei

I – nadolbrzymy

Masa

4.5 M☉

Promień

44.5 R☉

Moc promieniowania

2000 L☉

Temperatura

5500-6800 K

Bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Przykład:

δ Cephei – gwiazda podwójna. Zmienna pulsująca – prototyp cefeid. Zmiany jasności od 3.48 do 4.57 mag w ciągu nieco ponad 5 dni. Świece standardowe.

I – nadolbrzymy

Deneb, δ Cephei, μ Cephei

Różne rodzaje śmierci

Gwiazda o masie porównywalnej z masą Słońca kończy życie jako stygnący biały karzeł, który nie może być bardziej masywny niż 1.4 M Piękna otoczka w postaci mgławicy planetarnej przestaje świecić po około 10 000 lat Przestaje świecić ale nie znika. Gaz ucieka w przestrzeń międzygwiazdową i może zasilić obłok, z którego powstaną nowe gwiazdy…

Mgławica Pierścień

Mgławica Pierścień (M57) – znajduje się około 2300 l.św. od nas. Jej rozmiar zwiększa się około 1’’ na stulecie. Aktualnie ma średnicę około 1’.

Mgławica Pierścień

Mgławica Hantle

Mgławica Hantle (M27) – leży w odległości około 1300 l.św. Gwiazda centralna ma rozmiar około 0.055 R☉ i jest największym znanym białym karłem.

Mgławica Hantle

Droga do supernowej Początkowo masywne gwiazdy ewoluują podobnie jak te o mniejszych masach tylko szybciej Po wypaleniu wodoru i helu gwiazda ma na tyle dużą masę, że po zapadnięciu się jadra temperatura może wzrosnąć do wartości umożliwiającej zapalenie węgla i przemianę w neon, następnie (po kolejnym zapadaniu) neon przemienia się w tlen, tlen w krzem, a krzem w żelazo. Żelazo nie może być już spalane w reakcjach termojądrowych. Oczywiście spalane są też pozostałości lżejszych pierwiastków znajdujące się w zewnętrznych warstwach. Gwiazda osiąga charakterystyczny etap „cebuli”

Droga do supernowej

Dalsza ewolucja zależy od tego jak masywne jest jądro. Jeżeli jego masa nie przekracza 1.4 M to gwiazda kończy jako biały karzeł. Gdy masa jądra jest większa to jego kurczenie nie jest zatrzymywane przez degenerację materii i kurczenie trwa aż do momentu gdy elektrony zostaną „wciśnięte” w jądra atomów żelaza. W wyniku tego powstaje gwiazda zbudowana z samych neutronów – gwiazda neutronowa.

Droga do supernowej

Podczas kurczenia centrum gwiazdy zapadają się także warstwy zewnętrzne. Gwiazda neutronowa pojawia się bardzo szybko i towarzyszy jej ogromny strumień neutrin – są one przyczyną gwałtownych reakcji termojądrowych w zewnętrznych warstwach – następuje wtedy synteza pierwiastków cięższych od żelaza

Wybuch supernowej 1987 w LMC

NGC 6960, NGC 6992, NGC 6995, NGC 6974, NGC 6979 – Mgławica Welon, Pętla Łabędzia

Mgławica Welon – pozostałość po supernowej, która wybuchła około 5000-8000 lat temu w odległości około 1500 l.św. Obecnie zajmuje obszar około 3° czyli jej średnica jest 6 razy większa niż Księżyca (na niebie). Najjaśniejszy fragment to NGC 6960 – Mgławica Miotła Wiedźmy.

NGC 6960, NGC 6992, NGC 6995, NGC 6974, NGC 6979 – Mgławica Welon, Pętla Łabędzia

NGC 6960, NGC 6992, NGC 6995, NGC 6974, NGC 6979 – Mgławica Welon, Pętla Łabędzia

Na gruzach powstaje życie