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
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
Degenerovaný plyn obrovská hustota pohyb atomů nezpůsoben kinetickou energií, jde o kvantově-mechanický pohyb tlak nezávisí na teplotě bývá nalézán v jádrech hvězd
Fermiho vylučovací princip žádné dva elektrony nemůžou pobývat ve stejném kvantovém stavu kvantový stav = energetická hladina + spin spin elektronu = nebo
Elektronové hladiny A/ možné vzdálenosti elektronů v atomu vodíku B/ energetické hladiny v atomu vodíku jen dva elektrony můžou být na stejné energetické hladině
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
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.
Osud Slunce Jak se bude Slunce vyvíjet v čase? Jaký bude jeho případný osud?
Struktura Slunce jádro zde probíhá jaderné slučování obálka díky své gravitaci udržuje jádro horké a husté
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
Postupné změny na Slunci Now 40% brighter, 6% larger, 5% hotter
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
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
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.
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
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.
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
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
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
Movement on HR diagram
Pohyb v HR diagramu planetární mlhovina jasnost asymptotické rameno obrů bílý trpaslík horizontální rameno hlavní posloupnost teplota (K) červený obr před-hlavní posloupnost
Héliový záblesk He jádro nakonec jádro spaluje He na C hélium v jádře má velkou hustotu stane se degenerovaným plynem H vrstva obálka
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
Slunce přejde na horinzální rameno Slunce spaluje He na C a O Slunce je teplejší a menší A co se stane dále?
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
Zastavení spalování hélia v jádře H stále fúzuje He spalování v termálních pulzech jádro degenerováno
Slunce přechází na asymptotické rameno obrů (AGB)
Slunce ztrácí hmotu větry tvoří se planetární mlhovina vrstvy za jádrem (C, O) jsou obklopeny vrstvou vodíku vodík stále fúzuje
Planetary nebula
Planetary nebula
Planetary nebula
Když je na horizontálním rameni, hvězda podobná Slunci 1. 2. 3. 4. spaluje H v jádře, spaluje He v jádře, spaluje C a O v jádře, spaluje He v okolí jádra.
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
planetární mlhovina jasnost asymptotické rameno obrů bílý trpaslík horizontální rameno hlavní posloupnost teplota (K) červený obr před-hlavní posloupnost
Time line for Sun s evolution
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
Smrt hvězd Konečný vývoj Slunce Určování stáří hvězdokup Vývoj hmotnějších hvězd Odkud jsou prvky vašeho těla?
Hmotnější protohvězdy se smršťují rychleji Hotter
Hmotnější hvězdy jsou kratší dobu na hlavní posloupnosti
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...
Bod obratu určuje stáří hvězdokupy
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? 1. 2. 3. 4. 1 Myr 10 Myr 100 Myr 1 Gyr
Hvězdy těžší než Slunce nemají héliový záblesk
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
Víceobálkové spalování
Proč končí fúze u železa?
tvorba dalších prvků jako jsou Si, S, Ca, Fe
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
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)
Výbuch supernovy
Crab nebula
Cas A
V roce 1987 jsme měli šanci vidět blízkou smrt masivní hvězdy
Neutrina z SN1987A
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
energie a neutrony vzniklé při výbuchu supernovy vytvářejí vyšší prvky, včetně Au a U
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?
http://astro.physics.uiowa.edu/~kaaret/genastro07s