Wykład 7

Fizyka

Astrofizyka

prof. Bogdan Walkowiak

dr inż. Marta Kamińska

Zakład Biofizyki

Instytut Inżynierii Materiałowej

Politechnika Łódzka

Od zarania dziejów Wszechświata, kiedy składający się

prawie wyłącznie z wodoru i helu gaz chłodził się

tworząc galaktyki, miało miejsce powstanie pierwszej

generacji gwiazd...

Gwiazda

Słowo gwiazda jest pochodzenia

litewsko-słowiańskiego i pierwotnie

oznaczało

światło

(w

języku

pruskim).

W

jezyku

greckim

gwiazda to αστρον (astron).

Gwiazda to ciało niebieski będące

skupiskiem związanej grawitacyjnie

materii, w której zachodzą reakcje

syntezy jądrowej

Gwiazdy w kierunku centrum naszej Galaktyki

Wiek wielu gwiazd jest między

miliardem a 10 miliardami lat. Wiek

wielu gwiazd może być bliski

wiekowi Wszechswiata -13.7 miliarda

lat

Słońce - najbliższa gwiazda

masa Słońca to M_s = 1.9889 * 1030kg,

jego promień (równikowy) R_s = 6.959 * 108_m,

średnia gęstość Słońca jest niewielka i wynosi około 1 g/cm3 _{czyli tyle ile wynosi gęstość wody,}

produkowana jasność Słońca LS = 3.826 * 1026_Js-1_,

temperatura we wnętrzu Słońca sięga Tc =

(13.7 − 16.0) * 106_{K , a ciśnienie: P}

c = 1.65 *

1016 _Pa,

Gwiazdy podobnego typu jak Słońce można uważać za idelany zjonizowany gaz wodorowy (71%) i helowy (27%).

Słońce okrąża naszą galaktykę w odległości od 25,000 od 28,000 lat

świetlnych od centrum galaktyki z średnią prędkością 217 km/s.

tworząc układy podwójne lub gromady gwiazd. Gwiazdy nie są jednorodnie rozrzucone we Wszechświecie ale na ogól zgrupowane w galaktyki liczące setki miliardów gwiazd. Wokół niektórych gwiazd krążą

planety.

Gromada trapezowa - zalicza się do gromad otwartych. Są to zwykle młode gwiazdy, rzadko kiedy osiągające 100 mln lat

Olbrzymia gromada kulista omega Centauri (NGC 5139) znajdująca się 16,5 tysiąca lat świetlnych od Słońca. Średnica o rozmiarach 620 lat świetlnych czyni omegę Centauri największą gromadą kulistą z poznanych w naszej Galaktyce. Powstała miliardy lat temu i zawiera setki tysięcy gwiazd. Z

Powstawanie gwiazd

•

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

•

obłoki pyłowo-gazowe 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 – tworzy się protogwiazda

Proces tworzenia się gwiazdy. Wewnątrz obłoku molekularnego powstaje wyraźne zagęszczenie wodoru i pyłu (1). W środku zagęszczenia tworzy się protogwiazda (2). Materia wypływa na zewnątrz z dwu biegunów protogwiazdy, a napływa na okolice równikowe (3). Nowo narodzona gwiazda jest otoczona gazowo-pyłowym dyskiem, z którego może ewentualnie powstać układ planetarny (4).

Powstawanie gwiazd

Procesy formowania się gwiazd można obserwować w różnych

galaktykach. Dość często zachodzą one w ramionach galaktyk

spiralnych, ale czasami - jak w pokazanej tu galaktyce NGC4314 -

mogą zachodzić w pierścieniu wokół jądra galaktyki.

Powstawanie gwiazd

Jeśli dojdzie do zderzenia dwóch bliskich galaktyk, procesy

gwiazdotwórcze stają się bardzo gwałtowne - to prawdziwe gwiezdne

fajerwerki! Zderzające się galaktyki NGC 4038 i 4039.

Fioletowo-niebieskie obszary to miejsca, gdzie tworzą się nowe gwiazdy.

Astrofizyka gwiazd

• w wyniku zapadania grawitacyjnego obłoku rośnie gęstość

i temperatura – rozpoczynają się reakcje termojądrowe

  Synteza pierwiastków (do. żelaza) Temperatura v  miliony °K    gęstość  (kg/cm3₎   Czas trwania syntezy H 40 0,006   10 milionów lat   He 190 1,1 1 milion lat C 740 240 12.000 lat N 1.600 7.400 12 lat O 2.100 16.000 4 lata S/Si 3.400 50.000 1 tydzień żelazne jądro 10.000   10.000.000  

-Ewolucja gwiazd

Plejady - młode gwiazdy

Masa gwiazdy jest najważniejszym

czynnikiem

decydującym

o

szybkości reakcji termojądrowej i

tym samym historii gwiazdy.

Istnieje minimalna masa, którą składające się z wodoru ciało

niebieskie musi mieć by osiągnąć w swoim środku temperatury

potrzebne do zaistnienia reakcji termojądrowych. Jest to około 0,08

masy Słońca. Obiekty o masie mniejszej niż ta są nazywane

Ewolucja gwiazd

Gwiazdy o masie większej niż podane minimum, po osiągnięciu wystarczającej gęstości, zaczynają spalać swój wodór, przekształcając go w hel w wyniku reakcji termojądrowych. Tempo tego procesu zależy przede wszystkim od masy gwiazdy.

W zależności od masy początkowej protogwiazdy ewolucja gwiazdy

może przebiegać kilkoma szlakami:

1) protogwiazda -> czerwony karzeł

2) protogwiazda -> gwiazda ciągu głównego typu naszego Słonca->

czerwony olbrzym -> mgławica planetarna -> biały karzeł

3) protogwiazda ->błękitny nadolbrzym ->czerwony olbrzym ->

supernowa -> gwiazda neutronowa

4) protogwiazda ->błękitny nadolbrzym -> supernowa -> czarna dziura

5) protogwiazda ->błękitny nadolbrzym ->czarna dziura

Ewolucja gwiazd

W dużym uproszczeniu ewolucję pojedynczej gwiazdy

można podzielić na pięć etapów:

• kurczenie się fragmentu obłoku materii (stadium protogwiazdy),

• faza "spalania" wodoru w jądrze (gwiazda znajduje się na tzw. ciągu

głównym) - to najdłuższy etap jej życia,

• faza olbrzyma lub nadolbrzyma (dla większości gwiazd jest to

czerwony olbrzym albo nadolbrzym),

• odrzucenie otoczki lub wybuch supernowej,

• faza gwiazdy zdegenerowanej (biały karzeł, gwiazda neutronowa lub

czarna dziura).

Czas przebywania gwiazdy na ciągu głównym, kiedy w jej jądrze

wodór zamienia się w hel, zależy przede wszystkim od jej masy.

Generalnie, im gwiazda masywniejsza, tym szybciej ewoluuje.

Masy gwiazd zawierają się w przedziale od 0,1 do około 100 mas

Słońca. Natomiast czas życia gwiazd o różnych masach na ciągu

głównym wynosi:

0,1 masy Słońca --- 20 bln lat

1 masa Słońca --- 9 mld lat

10 mas Słońca --- 13 mln lat

Ewolucja gwiazd

Koleje życia dwóch różnych gwiazd. U góry przedstawiono etapy życia od narodzin do śmierci gwiazd tak masywnych, że wybuchają jako gwiazdy supernowe i kończą życie jako gwiazdy neutronowe, a być może jako czarne dziury.

U dołu pokazano cykl życia gwiazdy o masie podobnej do słonecznej. Materia odrzucona przez gwiazdy w czasie ich ewolucji powraca do mgławicy, wzbogacając ją o pierwiastki cięższe od helu. Ten proces przedstawiają schematycznie szerokie niebieskie strzałki. Powstające w mgławicy nowe pokolenie gwiazd będzie miało już troszkę inny skład chemiczny.

Rozmiary gwiazd

Porównywanie rozmiarów Słońca z rozmiarami czerwonego i białego karła (po lewej) oraz

olbrzymów (po prawej). Rozmiary kątowe udaje się zmierzyć tylko blisko położonym olbrzymom i

nadolbrzymom. Jeli dodatkowo znana jest odległoć do gwiazdy można policzyć jej rzeczywiste rozmiary. Zwykle astronomowie okrelają wielkoci bardziej odległych gwiazd, porównując temperaturę powierzchniową gwiazdy z jej jasnocią: większa promieniuje odpowiednio więcej energii (w tym samym czasie), a mniejsza o tej samej

temperaturze powierzchniowej mniej. Białe karły mają rozmiary porównywalne do naszej Ziemi, ale są od niej milion razy gęstsze. Czerwone olbrzymy są większe od okołosłonecznej orbity ziemskiej. 1. Biały karzeł

2. Czerwony karzeł 3. Słońce

Nadolbrzymy

Nadolbrzymy są gwiazdami mającymi masę od około 10 do 50

mas Słońca a promień może przekroczyć 100 promieni Słońca.

Powszechnie uważa się, że gwiazdy zanim się zapadną w wybuchu supernowej do gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury przechodzą przez stadium czerwonego nadolbrzyma. W jego wnętrzu zachodzi synteza atomów helu w węgiel. Synteza ta uwalnia energię i gwiazda ma "chwilę oddechu". Jednakże, w gwieździe wielkości Słońca proces ten może zająć tylko parę minut! Struktura atomowa węgla jest zbyt mocna, by być dalej ściskana przez otaczającą go materię. Jądro staje się stabilne i koniec gwiazdy jest blisko.

Mgławice planetarne

Po stadium czerwonego nadolbrzyma gwiazda zaczyna odrzucać swoje zewnętrzne warstwy, które utworzą rozmytą chmurę nazywaną mgławicą

planetarną.

Pod koniec pozostanie już tylko 20% początkowej masy gwiazdy, a gwiazda spędzi resztę swoich dni na stopniowym ochładzaniu się i kurczeniu, aż osiągnie średnicę zaledwie kilku tysięcy mil.

Mgławica „Kocie oko”

Mgławice planetarne

Mgławica planetarna bipolarna MyCn18

Jeśli centralna gwiazda mgławicy planetarnej jest podwójna, sama mgławica ma najczęściej strukturę bipolarną. Mgławica planetarna bipolarna M2-9

Białe karły

Biały karzeł jest to obiekt astronomiczny powstały po "śmierci"

mało lub średnio masywnej gwiazdy (poniżej 1,4 masy Słońca), której

jądro nie osiągnęło temperatury wystarczającej do zapłonu węgla w

reakcjach syntezy termojądrowej

Jądro to, pozbawione źródła energii, stopniowo ochładza się, emitując zgromadzone wcześniej ciepło a następnie zapada się ono pod własnym ciężarem osiągając tak ogromną gęstość

,

że jego materia wielkości kostki cukru, ważyłaby na Ziemi tonę

(

1 t/cm3_{), masa: od}

0,2 do 1,5 mas Słońca, promień gwiazdy: od 5000 do 10000 km (około

Supernowa

Terminem supernowa określa się kilka rodzajów kosmicznych

eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego

obiektu

Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę krytyczną, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą

Supernowa

Supernowa 1987A w 2 tygodnie po odkryciu.

Po 10 latach od chwili wybuchu wokół supernowej 1987A widoczne są pierścienie świecącego gazu. Choć wydają się wzajemnie przecinać, jest to tylko złudzenie. W rzeczywistości każdy z nich leży w innej płaszczyźnie (zobacz film- )

Gwiazdy neutronowe

Gwiazda neutronowa jest

ostatnim szczeblem ewolucji gwiazd. Jest swego rodzaju ogromnym jądrem "atomowym". Jej rozmiar jest rzędu 10-15 km, masa 1 - 3 mas Słońca a średnia gęstość ρ ~ 1014

g/cm3_{. Gwiazda istnieje tak długo jak}

ciśnienie zdegenerowanego gazu nukleonów (przeważnie neutronów) jest w stanie przeciwstawić się zapadaniu grawitacyjnemu. Jeżeli pozostała po wybuchu supernowej gwiazda neutronowa ma masę większą od 3–5 mas Słońca, proces kurczenia się gwiazdy pod wpływem grawitacji postępuje dalej, aż gwiazda zapada się tworząc czarną dziurę.

Gwiazdy neutronowe

Widoczna na zdjęciu

Mgławica Krab (M1)

jest pozostałością po

supernowej,

która

wybuchła w roku 1054.

Pozostała

jedynie

niewielka,

szybko

rotująca (30 obr/sek)

gwiazda neutronowa,

zwana pulsarem. Na

zdjęciu

po

prawej

pulsar, to jedna z dwu

gwiazd

widocznych

nieco powyżej środka.

Czarna dziura

czarna dziura - powstaje w wyniku zapadnięcia się w sobie gwiazdy

neutronowej, masa: powyżej 3 mas Słońca, promień gwiazdy: kilka km,

średnia gęstość: nieokreślona do nieskończoności.

Obraz przedstawia: po lewej

stronie zdjęcie galaktyki  

NGC 7052 wykonane z

teleskopu naziemnego. Po

prawej wykonano

powiększenie centrum

galaktyki za pomocą

teleskopu Hubble'a.

Widoczny jest dysk akrecyjny

otaczający prawdopodobnie

supermasywną czarną

Czarna dziura

Dla przykładu, gdyby gwiazda o masie 10 mas Słońca miała być czarną dziurą,

to miałaby promień 15 km (średnicę 30 km). Natomiast czarna dziura o masie

Słońca miałaby promień równy 1,5 km (średnicę 3 km). A z naszej Ziemi

byłaby czarna dziura o średnicy 3 cm.

Dosyć trudno jest uwolnić się z więzów ziemskiego przyciągania. Do tego jest

potrzebna siła ogromnej rakiety, która rozpędza ją do prędkości 11,2 km/s, umożliwiającej pokonanie przyciągania Ziemi. Gdybyśmy wylądowali na Słońcu i chcieli stamtąd uciec, musielibyśmy

porządnie się rozpędzić (ponad 650 km/s). Powiedzmy, że mamy zamiar opuścić

czarną dziurę, wtedy musielibyśmy

pomknąć z prędkością równą prędkości światła lub większą (co fizycznie nie jest oczywiście możliwe).