• bullet
  • Rejestracja
  • bullet
Artykuły: Życ...

Nawigacja

Życie gwiazd



Życie gwiazd




Materia międzygwiazdowa i ewolucja gwiazd

Materia międzygwiazdowa: 99% gazu i 1% pyłu.

Ewolucja gwiazd

Przebieg ewolucji gwiazdy zależy jedynie od jej masy w momencie rozpoczęcia reakcji termojądrowych w jej wnętrzu (w niewielkim stopniu zależy też od składu chemicznego) -- Bardziej masywne gwiazdy ewoluują szybciej.

Etapy życia gwiazdy

Typowy przebieg ewolucji gwiazd:

1. Kontrakcja gazu w obłoku molekularnym

Mamy duży (masa od kilkuset tysięcy do miliona mas Słońca), chłodny (temp. rzędu 10 K) i gęsty obłok molekularny, zawierający głwnie wodr cząsteczkowy H2 z niewielką domieszką bardziej złożonych molekuł i pyłu.

W obłoku, na skutek np. nadejścia fali uderzeniowej, wywołanej wybuchem pobliskiej supernowej, pojawiają się samograwitujące zagęszczenia o masie rzędu 10 do 100M? .

2. Protogwiazda

W czasie zapadania energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, ogrzewając centrum obłoku. Gaz nagrzewa się do 2 do 3 tys. K, mgłby już świecić na czerwono, ale otaczający go kokon gazowo-pyłowy pochłania promieniowanie i wysyła je dalej w podczerwieni i w zakresie mikrofalowym.

3. Gwiazda typu T Tauri

Gwiazda staje się widoczna z zewnątrz. Silny wiatr gwiazdowy wyrzuca część masy rodzącej się gwiazdy, rozwiewając jednocześnie gazowo-pyłowy kokon. We wnętrzu rozpoczynają się reakcje zamiany wodoru w hel.

4. Gwiazda ciągu głwnego

Gwiazda trafia na ciąg głwny w miejscu zdeterminowanym jej masą. Pojawia się rwnowaga hydrostatyczna. W jądrze pali się wodr. Ten etap zajmuje ok. 90% życia gwiazdy.

5. Nadolbrzym, olbrzym lub podolbrzym (w zależności od masy)

W jądrze cały wodr zamienił się w hel, brakuje źrdła energii, ciśnienie promieniowania maleje. Zachwiana rwnowaga hydrostatyczna. Jądro się kurczy, jego temperatura rośnie zapalając wodr w otoczce, wzrasta wydzielanie energii powodując rozdęcie zewnętrznych warstw gwiazdy. Gwiazda jest znacznie jaśniejsza, niż gdy paliła wodr w jądrze. Powiększanie powierzchni przy stałym tempie produkcji energii w otoczce prowadzi do spadku mocy na jednostkę powierzchni. Zgodnie z prawem Stefana Boltzmana spada temperatura otoczki i gwiazda świeci na czerwono. Jako olbrzym gwiazda może wyrzucać spore ilości gazu w postaci ,,wiatru.



W kurczącym się jądrze rośnie temperatura tworząc warunki do rozpoczęcia syntezy cięższych pierwiastkw. Im większa masa tym więcej razy zachodzi cały proces, powtarzany dla coraz większych liczb atomowych: hel zamienia się w węgiel, węgiel w tlen, tlen w krzem, krzem w żelazo, przy czym na każdym etapie powstają także inne pierwiastki. Na żelazie cykl się kończy. Gwiazda przypomina cebulę, składając się z koncentrycznych powłok, zawierających kolejno (w przypadku najmasywniejszych gwiazd, i tylko w uproszczeniu) wodr, hel, węgiel, tlen, krzem i żelazne jądro.

6. Mgławica planetarna

W gwiazdach o małych masach (od 0.1 do ok. 5M? ) zewnętrzne warstwy zostają odrzucone, tworząc tzw. mgławicę planetarną, jądro (o masie mniejszej od ok. 1.4 masy Słońca) kurczy się do postaci białego karła. Biały karzeł to gwiazda o rozmiarach Ziemi, ogromnej gęstości (1 łyżeczka tej materii ma masę kilku ton) i temperaturze powierzchniowej kilkudziesięciu tys. K. Przykładem jest Syriusz B, trudno dostrzegałny towarzysz Syriusza A, najjaśniejszej gwiazdy nieba. Biały karzeł zbudowany jest ze zdegenerowanego gazu elektronowego i świeci kosztem nagromadzonego ciepła. Po wystygnięciu staje się niewidocznym brązowym karłem.

7. Supernowa

Gwiazdy o masach powyżej 5M? wybuchają jako supernowe. Obiekt taki w czasie wybuchu jasnością dorwnuje całej galaktyce! Jądro takiej gwiazdy, po ustaniu reakcji termojądrowych, zapada się tworząc gwiazdę neutronową o skrajnej gęstości (1 łyżeczka tej materii ma masę kilku milionw ton) i średnicy rzędu 10 km. Opadająca na nią gwałtownie otoczka rozgrzewa się, zapalają się zawarte w niej pierwiastki (np. tlen, węgiel, hel, wodr), w czasie krtszym niż 1 sekunda wydziela się ogromna ilość energii. Otoczka uderza w powierzchnię gwiazdy neutronowej, powstaje fala uderzeniowa, rozchodząca się na zewnątrz i odrzucająca otoczkę. Tworzy się mgławica -- przykładem jest mgławica Krab, pozostałość po wybuchu supernowej w 1054 roku. Pozostałością wybuchu najmasywniejszych gwiazd (o masach od ok. 10M? ) są czarne dziury.

Tempo ewolucji a masa gwiazdy

Masa [ ]

Czas życia (miliony lat)

15 10

5 100

1 10000



Nukleosynteza pierwiastkw

Pierwiastki cięższe od helu tworzą się w czerwonych olbrzymach, ktre rozsiewają je w przestrzeni w formie wiatru gwiazdowego. Im większa masa gwiazdy, tym cięższe pierwiastki mogą powstać w jej jądrze. Słońce zakończy cykl na helu, najmasywniejsze gwiazdy dochodzą do żelaza. Budowa takiej gwiazdy przypomina cebulę, z warstwami zawierającymi kolejno wodr, hel, węgiel, tlen, itd. aż do żelaznego jądra. Na żelazie procesy syntezy się kończą, gdyż jądro to ma największą energię wiązania w przeliczeniu na jeden nukleon (przyłączanie dalszych nukleonw do jądra wymaga dostarczenia energii). Nie znaczy to jednak, że czerwone olbrzymy nie wytwarzają pierwiastkw cięższych od żelaza. W nadolbrzymach z żelaznym jądrem neutrony, wytwarzane w czasie reakcji spalania helu w otoczce, reagują z jądrami żelaza co prowadzi do powstawania jąder pierwiastkw cięższych od żelaza, na ogł jednak lżejszych od ołowiu. Mogą być one następnie rozproszone w przestrzeni. Większość pierwiastkw cięższych od ołowiu powstaje jednak w czasie wybuchu supernowych.



Zdegenerowany gaz

• Elektrony, protony i neutrony należą do fermionw, ktre obowiązuje emphzakaz Pauliego. Mwi on, że w danym stanie kwantowym może znajdować się tylko jedna cząstka danego rodzaju.

• W zjonizowanym gazie jądra atomowe i elektrony poruszają się swobodnie. Spełniona jest jednak zasada nieoznaczoności Heisenberga: , ktra w przestrzeni fazowej położeń i pędw wyznacza skończoną liczbę stanw kwantowych. W każdym takim stanie mogą znajdować się najwyżej 2 elektrony o przeciwnych pędach.

• W danej temperaturze cząstki mogą poruszać się z prędkościami z określonego zakresu, wyznaczonego przez rozkład prędkości. Zatem ich pędy też zawarte są w ograniczonym zakresie.

• Jeśli objętość zajmowana przez gaz znacznie maleje (wzrasta jego gęstość), wwczas zmniejsza się ilość dostępnych dla cząstek stanw kwantowych w przestrzeni fazowej położeń i pędw.

• Oczywiście na ogł kurczeniu odpowiada wzrost ciśnienia gazu, a zatem i temperatury (rośnie zakres możliwych pędw cząstek), lecz efekt ten nie jest w stanie zniwelować spadku możliwych położeń cząstek w zmniejszonej objętości.

• W momencie gdy zmniejszenie objętości spowoduje wypełnienie cząstkami wszystkich dostępnych stanw kwantowych, mamy do czynienia ze zdegenerowanym gazem.

• W kurczącym się jądrze gwiazdy, zawierającym gaz złożony z fermionw i jąder atomowych, jako pierwsze w stan degeneracji przechodzą elektrony. Dzieje się tak po przekroczeniu gęstości .

• Jądro gwiazdy, w ktrym pojawił sie zdegenerowany gaz elektronowy, zaprzestaje kurczenia. Ciśnienie gazu elektronowego jest bowiem, znacznie większe, od normalnego gazu. Pozostałe składniki jądra gwiazdy (nukleony i jądra rżnych pierwiastkw) nadal podlegaja prawom gazu doskonałego. Gwiazdę taką nazywamy białym karłem.

Własności białych karłw

• Im większa masa, tym mniejszy promień: .

• Obliczenia wykazują, że biały karzeł o masie musiałby mieć zerowy promień.

• Masa nazywana jest granicą Chandrasekhara. Jest najwieksza dopuszczalna masa białych karłw

• A jeśli kurczące się jądro gwiazdy ma masę większą od granicy Chandrasekhara?

Gwiazdy neutronowe. Pulsary

• Jądra gwiazd o masach (jądra) większych niż przechodzą przez stan białego karła lecz ich grawitacja jest tak silna, że przewyższa ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego. Jądro kurczy sie dalej.

• Po osiągnięciu gęstości następuje rozpad jąder atomowych. Większość protonw zamienia się w neutrony w wyniku odwrotnego rozpadu beta ( )

• Pojawia się zdegenerowany gaz neutronowy o olbrzymim ciśnieniu, ktre zatrzymuje proces kontrakcji. Powstaje gwiazda neutronowa o rozmiarach - km

• Gwiazdy neutronowe bardzo szybko rotują (w czasie kurczenia zostaje zachowana większość momentu pędu jądra, zatem wielokrotne zmniejszenie promienia powoduje znaczny wzrost prwędkości rotacji)

• Gwiazdy neutronowe mają bardzo silne, dipolowe pola magnetyczne. Bieguny magnetyczne nie muszą znajdować się na osi rotacji

• Niektre gwiazdy neutronowe obserwujemy jako pulsary. Pulsary wysyłają krtkie błyski na falach radiowych, powtarzające się z zegarową dokładnością z okresem od milisekund do sekund.

• Zjawisko pulsara wyjaśnia model latarni morskiej. Fale radiowe generowane są przez relatywistyczne elektrony, krążące wokł linii sił pola magnetycznego, w efekcie synchrotronowym.

• Łączny kierunek emisji promieniowania ograniczony jest do wąskiego stożka w przestrzeni, ktry szybko rotuje wraz z gwiazdą.

• Jeśli Ziemia znajdzie się na drodze tego stożka, obserwowane są błyski radiowe.

Czarne dziury

• Jądra supernowych o masach (jądra) większych niż ok. kończą jako czarne dziury.

• Grawitacja czarnej dziury całkowicie zakrzywia czasoprzestrzeń wokł niej. Nawet światło nie może wydostać się na zewnątrz. Czarne dziury nie mogą wysyłać żadnego promieniowania (pomijamy tu efekty kwantowe, prowadzące do tzw. parowania czarnych dziur).

• Umowny promień czarnej dziury (zwany promieniem grawitacyjnym, ) można uzyskać z przyrwnania prędkości ucieczki do prędkości światła:







skąd





• Promień grawitacyjny dla Słońca wynosi 3 km (choć Słońce nigdy czarną dziurą się nie stanie!), zatem





• gdzie jest masą jądra w jednostkach masy Słońca, a wyrażone jest w kilometrach.

• Czarne dziury można wykrywać obserwując ruch świecącej materii w ich pobliżu (na ogł gaz spadający na czarną dziurę tworzy świecący, płaski dysk wokł niej). Wieksza część energii tego dysku wypromieniowywana jest w zakresie rentgenowskim i gamma.



promieniowanie synchrotronowe

Promieniowanie elektromagnetyczne, emitowane przez naładowane cząsteczki (zwykle elektrony), poruszające się z relatywistycznymi prędkościami w polu magnetycznym. Elektrony poruszają się po spirali o zwiększajacym się promieniu, wysyłając promieniowanie w obszarze wąskiego stożka, ktrego oś jest rwnoległa do wektora prędkości chwilowej Podobnie jak światło latarni morskiej, stożek ten raz na obrt przechodzi przez linię widzenia obserwatora, ktry obserwuje krtkotrwałe błyski. Gdy elektronw jest bardzo dużo, ich błyski zlewają się i obserwujemy ciągłe promieniowanie, ktrego widmo odbiega znacznie od typowego widma promieniowania doskonale czarnego (opisywanego krzywą Planck'a). Ważną cechą tego promieniowania jest jego polaryzacja. Częstotliwość emitowanego promieniowania zależy od energii elektronu i natężenia pola magnetycznego. Wypromieniowywanie energii przez ektron związane jest z jej zmniejszaniem, dlatego częstotliwość wysyłanej fali zmniejsza się, a promień spiralnego toru ulega zwiększeniu. Ciągłość promieniowania synchrotronowego w czasie wymaga istnienia źrdła relatywistycznych elektronw, dostarczającego bezustannie nowych cząstek.

Pył

• Ekstynkcja światła gwiazd: w niektrych obszarach nieba wyraźnie brakuje gwiazd. Spowodowane pochłanianiem ich światła NIEZALEżNIE od długości fali

• Poczerwienienie światła gwiazd: światło niebieskie rozprasza się silniej na ziarnach pyłu niż czerwone. Przebieg wykrytej zależności rozpraszania od długości fali ( ) sugeruje cząstki o rozmiarach w granicach -

Gaz

Skład: 90% wodoru, 10% helu śladowe ilości innych substancji.

• Obłoki molekularnego wodoru : zimne (ok. ), co pozwala na występowanie wodoru w postaci cząsteczkowej. Masy olbrzymie, setki tysięcy do milionw mas Słońca.

• Obłoki neutralnego wodoru (tzw. obszary H I): skupiska wodoru w postaci pojedynczych atomw, temp. rzędu 100 K, obserwowane na fali 21 cm (emitowanej przez elektron w atomie wodoru, ktry ustawia swj spin anty-rwnolegle do spinu protonu)

• Obłoki zjonizowanego wodoru (tzw. obszary H II): położone na ogł w pobliżu gorących, młodych gwiazd, ktrych promieniowanie prowadzi do jonizacji wodoru w obłoku. Widoczne w postaci tzw. mgławic emisyjnych, świecących w rżnych barwach w zależności od temperatury gazu.






Przykadowe prace

Zagadnienia egzaminacyjne z prawa administracyjnego

Zagadnienia egzaminacyjne z prawa administracyjnego I. POJĘCIE ADMINISTRACJI Występuje w trzech znaczeniach: 1. Administracja oznacza wydzielone w państwie struktury organizacyjne powołane specjalnie do realizacji określonych celw o charakterze zadań publicznych 2. To działalnoś...

Der Euro

Der Euro Der Euro ist Europa das am meisten universale Geld. Den Euro gibt es seid dem Januar 2002. Derzeit verwenden es 12 Lander auser Gross Brittanien, Schweden, Dnemark. Das kleinste ist 1cent und der grste Geldschein sind 500 Euro. Das Symbol des Euro ist eine Lateinischer Buchstabe Epsilon die in zwei parallel Linien gete...

Hałas w środowisku

Hałas w środowisku Hałas w środowisku Okazuje się, że przekraczający normy hałas komunikacyjny dręczy aż 10 milionw mieszkańcw miast i około 5 milionw osb mieszkających wśrd pl i lasw. Czyli 36% Polakw! Ale to nie koniec. Łomot przejeż...

Terroryzm

Terroryzm TERRORYZM Jest najczęściej definiowany jako użycie siły lub przemocy przeciwko osobom lub własności z pogwałceniem prawa, mające na celu zastraszenie i w ten sposb wymuszenie na danej grupie ludzi realizacji określonych celw. Działania terrorystyczne mogą dot...

Pielęgnacja skry suchej.

Pielęgnacja skry suchej. Podczas codziennej toalety unikać należy wody, szczeglnie tej mocno chlorowanej, oraz kontaktu skry z tradycyjnym mydłem, ktre może silnie wysuszać i tak już pozbawioną wilgoci powłokę naskrka. Dla zachowania witalności skry twarzy i ciała...

Analiza dzieła sztuki - "Mona Lisa"

Analiza dzieła sztuki - "Mona Lisa" Leonardo da Vinci włoski malarz, rzeźbiarz, architekt, teoretyk sztuki, wynalazca, myśliciel; wszechstronny artysta, obok Michała Anioła największy geniusz odrodzenia. Studiował rzeźbę i malarstwo w pracowni Verrocchia; działał na zm...

Powstanie listopadowe w dramatach Wyspiańskiego.

Powstanie listopadowe w dramatach Wyspiańskiego. Jednym z głwnych wątkw tematycznych w twrczości Wyspiańskiego są dzieje Polski, ze szczeglnym uwzględnieniem powstania listopadowego ("Wyzwolenie", "Noc listopadowa", "Warszawianka", "Lewel"). Akcja "Warszawianki" rozpoczyna się p...

Polskie partie polityczne

Polskie partie polityczne Akcja Wyborcza "Solidarność", AWS, ugrupowanie polityczne powstałe 8 czerwca 1996 w Warszawie, z inicjatywy Niezależnego Samorządnego Związku Zawodowego "Solidarność" i w porozumieniu z liderami ponad 20 partii i ugrupowań społecznych, w celu stworzenia ...

Zobacz wszystkie

Nawigacja

Tagi

studia szkoa streszczenie notatka ciga referat wypracowanie biografia opis praca dyplomowa opracowania test liceum matura ksika

Prawa

Do g?ry