Jak se vyvíjejí hvězdy?

Save this PDF as:

WORD PNG TXT JPG

Rozměr: px

Začít zobrazení ze stránky:

Download "Jak se vyvíjejí hvězdy?"

Přemysl Horák
před 3 lety
Počet zobrazení:

Transkript

1 Jak se vyvíjejí hvězdy? tlak a teplota normální plyny degenerované plyny osud Slunce fáze červeného obra oblast horizontálního ramena oblast asymptotického ramena obrů planetární mlhovina bílý trpaslík

2 Normální plyn tlak je silou, kterou uplatňují atomy plynu teplota říká, jak rychle se atomy v plynu pohybují teplejší atomy rychlejší vyšší tlak chladnější atomy pomalejší nižší tlak vyrovnání tlaku a gravitace brání hvězdám se dále smršťovat

atomy rychlejší vyšší tlak chladnější atomy pomalejší nižší

3 Degenerovaný plyn obrovská hustota pohyb atomů nezpůsoben kinetickou energií, jde o kvantově-mechanický pohyb tlak nezávisí na teplotě bývá nalézán v jádrech hvězd

4 Fermiho vylučovací princip žádné dva elektrony nemůžou pobývat ve stejném kvantovém stavu kvantový stav = energetická hladina + spin spin elektronu = nebo

5 Elektronové hladiny A/ možné vzdálenosti elektronů v atomu vodíku B/ energetické hladiny v atomu vodíku jen dva elektrony můžou být na stejné energetické hladině

6 Energie elektronů jen dva elektrony obsazují stejnou energetickou hladinu v degenerovaném plynu jsou všechny nízké energetické hladiny obsazeny elektrony mají energii, a proto se pohybují a vyvolávají tlak, i když je nulová teplota

nízké energetické hladiny obsazeny elektrony mají

7 Která možnost popisuje klíčový rozdíl mezi tlakem normálního a degenerovaného plynu? 1. Degenerovaný tlak existuje nezávisle na hmotě. 2. Tlak degenerovaného plynu se velmi mění v čase. 3. V degenerovaném plynu nezávisí tlak na teplotě. 4. V degenerovaném plynu nezávisí tlak na hustotě.

2. Tlak degenerovaného plynu se velmi mění v čase. 3.

8 Osud Slunce Jak se bude Slunce vyvíjet v čase? Jaký bude jeho případný osud?

9 Struktura Slunce jádro zde probíhá jaderné slučování obálka díky své gravitaci udržuje jádro horké a husté

10 Vývoj na hlavní posloupnosti jádro začíná se stejným množstvím vodíku jako zbytek hvězdy fúze mění H He jádro se smršťuje a Slunce se ohřívá a více září

11 Postupné změny na Slunci Now 40% brighter, 6% larger, 5% hotter

12 Vývoj na hlavní posloupnosti fúze mění H He jádro vyčerpává H nakonec není dostatek H k udržení pro tvorbu energie v jádře jádro se začíná hroutit

13 Fáze červeného obra He jádro bez jaderných reakcí gravitační smršťování vytváří energii H vrstva jaderné slučování obálka expanduje v důsledku vzrůstu produkce energie chladne kvůli zvětšujícímu se povrchu

jaderné slučování obálka expanduje v důsledku

14 Fáze červeného obra na Slunci Země Nyní: horké jádro + teplý povrch; malá velikost Země Budoucnost: velmi horké jádro + chladný povrch. Velká velikost, ale méně hmoty, velmi jasné.

15 HR diagram teplota (K) obři hlavní posloupnost bílí trpaslíci spektrální třída fáze červeného obra začíná, když jádro má jen hélium jasnost abs. hvězdná velikost nadobři

16 Hvězdy přejde do fáze obra, když: 1. sní tři magické fazole, 2. jádro se stane héliovým a zastaví se jaderná fúze, 3. začne v jádře fúze, 4. jádro se stane héliovým a všechny fúze v celé hvězdě se zastaví.

17 Rozbitý termostat smršťováním jádra začne fáze přeměny H na He v obálce okolo jádra jasnost vzroste v důsledku rozbitého termostatu jádra nárůst fúze vrstvy obalující jádro ho nezastaví před smršťováním

18 Fúze hélia energie fúze hélia nezačne ihned, potřebuje vyšší teplotu než fúze vodíku fúze dvou jader hélia nepracuje, pokračuje se tedy skládáním tří He jader na uhlík

19 Héliový záblesk He jádro nakonec je jádro tak horké, že začne fúze He na C teplota totiž vzroste na 300 milliónů K a v této fázi dojde k záblesku, kdy se velká část hélia zapálí záblesk není vidět, je uvnitř Slunce H vrstva obálka

K a v této fázi dojde k záblesku, kdy se velká část hélia

20 Movement on HR diagram

21 Pohyb v HR diagramu planetární mlhovina jasnost asymptotické rameno obrů bílý trpaslík horizontální rameno hlavní posloupnost teplota (K) červený obr před-hlavní posloupnost

22 Héliový záblesk He jádro nakonec jádro spaluje He na C hélium v jádře má velkou hustotu stane se degenerovaným plynem H vrstva obálka

23 Červený obr po zazěhnutí hélia He spalující jádro fúze tvoří C, O na He bohaté jádro bez fúze H spalující vrstva fúze H na He obálka expanduje kvůli vzrůstu energetické produkce

24 Slunce přejde na horinzální rameno Slunce spaluje He na C a O Slunce je teplejší a menší A co se stane dále?

25 Co se stane poté, kdy jádro hvězdy přestane mít hélium? hvězda exploduje začne fúze uhlíku jádro se začne ochlazovat hélium fúzuje ve vrstvě kolem jádra

26 Zastavení spalování hélia v jádře H stále fúzuje He spalování v termálních pulzech jádro degenerováno

27 Slunce přechází na asymptotické rameno obrů (AGB)

28 Slunce ztrácí hmotu větry tvoří se planetární mlhovina vrstvy za jádrem (C, O) jsou obklopeny vrstvou vodíku vodík stále fúzuje

30 Planetary nebula

31 Planetary nebula

32 Planetary nebula

34 Když je na horizontálním rameni, hvězda podobná Slunci spaluje H v jádře, spaluje He v jádře, spaluje C a O v jádře, spaluje He v okolí jádra.

35 Bílý trpaslík hvězda spálí zbytek vodíku zbývá degenerované jádro O a C bílý trpaslík chladne, ale kvůli degenerovanému jádru se nesmršťuje bez energie z fúze, bez energie z gravitačního smršťování bílý trpaslík jen pomalu přestává svítit

36 planetární mlhovina jasnost asymptotické rameno obrů bílý trpaslík horizontální rameno hlavní posloupnost teplota (K) červený obr před-hlavní posloupnost

37 Time line for Sun s evolution

38 V jakém pořadí bude hvězda podobná Slunci postupovat jednotlivými fázemi vývoje? 1. planetární mlhovina, hvězda hlavní posloupnosti, bílý trpaslík, černá díra 2. protohvězda, hvězda hlavní posloupnosti, planetární mlhovina, bílý trpaslík 3. protohvězda, červený obr, supernova, planetární mlhovina 4. protohvězda, červený obr, supernova, černá díra

39 Smrt hvězd Konečný vývoj Slunce Určování stáří hvězdokup Vývoj hmotnějších hvězd Odkud jsou prvky vašeho těla?

40 Hmotnější protohvězdy se smršťují rychleji Hotter

41 Hmotnější hvězdy jsou kratší dobu na hlavní posloupnosti

42 Určování stáří hvězdokupy představme si hvězdokupu hvězdy jsou tak vytvořeny ve stejný čas, ale každá má jinou hmotnost díky znalostem z evoluce hvězd lze určit stáří takového útvaru...

43 Bod obratu určuje stáří hvězdokupy

44 HR diagram hvězdokupy obsahuje hvězdy typů A až K na hlavní posloupnosti a hvězdy typů O až B na rameni obrů. Jaké je přibližné stáří hvězdokupy? Myr 10 Myr 100 Myr 1 Gyr

45 Hvězdy těžší než Slunce nemají héliový záblesk

46 Procesy v jádře jdou i za hélium 1. spalování H: 10 Myr 2. spalování He: 1 Myr 3. spalování C: 1000 yrs 4. spalování Ne: ~10 yrs 5. spalování O: ~1 yr 6. spalování Si: ~1 d nakonec vznikne inertní železné jádro

47 Víceobálkové spalování

48 Proč končí fúze u železa?

49 tvorba dalších prvků jako jsou Si, S, Ca, Fe

50 Výbuch supernovy úbytek tlaku v jádře je způsoben kominací elektronů a protonů za vzniku neutronů a neutrin neutrony kolidují do středu, tvoří se neutronová hvězda

51 Kolaps jádra jádro železa je degenerováno jádro narůstá, až neudrží svou hmotu jádro kolabuje, vzrůstá hustota, normální jádra železa jsou přeměněna na neutrony za současné emise neutrin kolaps jádra se zastaví, neutronová hvězda je zformována zbytek hvězdy se hroutí k jádru, ale odmrští se od vytvořené neutronové hvězdy (a je odhozeno neutriny)

52 Výbuch supernovy

53 Crab nebula

54 Cas A

55 V roce 1987 jsme měli šanci vidět blízkou smrt masivní hvězdy

56 Neutrina z SN1987A

57 Odkud pocházejí prvky vašeho těla? Hvězdy velkosti Slunce produkují prvky až do uhlíku a kyslíku tyto jsou součástí planetární mlhoviny a jsou recyklovány v nové hvězdy a planety Supernova produkuje všechny těžší prvky prvky až do železa fúzí těžší prvky se tvoří interakcemi neutronů a neutrin s jádry při výbuchu supernovy

58 energie a neutrony vzniklé při výbuchu supernovy vytvářejí vyšší prvky, včetně Au a U

59 Opakování Jaké fáze obsahuje život hvězdy podobné Slunci? Jak se liší vývoj hmotnější hvězdy než hvězdy hmotnosti Slunce? Jak se dá určit stáří hvězdokupy? Proč fúze končí u železa? Jak se vytvářejí prvky těžší než železo?

Podobné dokumenty

VY_32_INOVACE_06_III./19._HVĚZDY

VY_32_INOVACE_06_III./19._HVĚZDY Hvězdy Vývoj hvězd Konec hvězd- 1. možnost Konec hvězd- 2. možnost Konec hvězd- 3. možnost Supernova závěr Hvězdy Vznik hvězd Vše začalo už strašně dávno, kdy byl vesmír