... czyli chaotyczne notatki z seminariów ...

piątek, 26 listopada 2010

dr Sławomir Stachniewicz "Ewolucja gwiazd"

Odczyt w klubie astronomicznym "Regulus" 24 XI 2010.

Modele ewolucji gwiazd pozwalają wyznaczac odległości we wszechświecie.Stanowią bowiem podstawę kalibracji świec standardowych.
Umożliwiają też wyznaczanie dolnej granicy wieku Wszechświata (wiek najstarszych gwiazd).

Transport energi we wnętrzu gwiazdy: promieniowanie, konwekcja.
Im mniejszy jest współczynnik przeźroczystości, tym krótsza jest średnia droga swobodna fotonu.
Zdecydowana większość gwiazd leży na ciągu głównym. Jest to etap ewolucji, podczas którego "niewiele się dzieje". Do opisu można zastosować modele statyczna.

Za równanie stanu możemy przyjąć model dla gazu doskonałego (z wyjątkiem zewnętrznych części gwiazdy, gdzie gaz jest zjonizowany).
Dla gwiazd ciągu głównego głównym źródłem energi jest cykl P-P. Dla Słońca cykl CNO stanowi tylko kilka % źródła energii. Jest on zaniedbywalny dla gwiazd o temperaturze centralnej < 15 mln K. Wydajność PP i CNO zrównuje się dla temperatury centralnej 20 mln K.

Masa obłoku protogwiazdowego stanowi 100 000 - 10 mln. mas Słońca. Głównym źródłem nieprzeźroczystości w takim obłoku jest pył. Wyparowuje on przy T > 1000K.
Źródłem energii dla protogwiazd jest energia grawitacyjna (kolaps materii).

Gwiazda opuszcza ciąg główny, gdy skończy się zapas wodoru w jądrze. Dalsze losy gwiazdy zależą tylko od jej masy.
0.8-1.2 MSłońca - dolny ciąg główny
do 9 MSłońca - pośredni ciąg główny
9-100 MSłońca - górny ciąg główny
Do 1.2 MSłońca jądro jest w reżimie konwekcyjnym, materia miesza się, dzięki czemu wodór może być dostarczony z zewnętrznych warstw.
Podczas kurczenia się rdzenia helowego (mniejsza wydajność procesów termojądrowych powoduje zapadanie) temperatura rośnie i spala się wodór w otoczce. Następuje błysk helowy. Moc promieniowania gwiazdy jest wtedy największa.
Po spaleniu się helu pojawia się jądro węglowe. Produkcja pierwiastków cięższych od węgla może nastąpić tylko podczas wybuchu supernowych.
Masy gwiazd neutronowych: 1.15-1.9MSłońca, na ogół 1.2MSłońca.

0 komentarze: