Ewolucja Gwiazd Prezentacja

Czym jest gwiazda Gwiazdy są to samoświecące ciała niebieskie, będące skupiskiem związanej grawitacyjnie materii , w której zachodzą reakcje syntezy jądrowej . Wyzwolona w nich energia jest emitowana w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności pod postacią światła widzialnego. Gwiazdy mają kształt zbliżony do kuli , zbudowane są głównie z wodoru i helu .

Narodziny gwiazd Gwiazdy rodzą się z gazu i pyłu międzygwiazdowego. Jeżeli obłok międzygwiazdowy ma średnicę około jednego roku świetlnego i jest dostatecznie gęsty, to zaczyna się wolno kurczyć. Cząsteczki pyłu i atomy gazu są przyciągane przez siłę grawitacyjną ku wspólnego środkowi ciężkości. W głębi świecących mgławic materia obłoku staje się coraz gęstsza, rośnie przy tym jej temperatura. Kiedy obłok rozpada się na kilka części, a gdy temperatura przekraczała milion stopni, rodzą się protogwiazdy.

Narodziny gwiazd w gęstym obłoku pyłowo - gazowym

Zagęszczenie wodoru i pyłu (1). W środku zagęszczenia powstaje protogwiazda (2). Wypływ materii na zewnątrz z dwu biegunów protogwiazdy, a napływ na okolice równikowe (3). Nowo narodzona gwiazda jest otoczona gazowo-pyłowym dyskiem, z którego może ewentualnie powstać układ planetarny (4).

Największe ciśnienie, a więc i najwyższa temperatura panuje w pobliżu środka kuli gazowej. Gdy temperatura wzrośnie tam do około 7 milionów stopni, wodór zacznie przemieniać się w hel. Przemiana zaś każdego grama wodoru dostarcza nowo powstałej gwieździe 150 tysięcy kilowatogodzin energii. Jest to już prawdziwa gwiazda, ponieważ w jej wnętrzu następuje przemiana lżejszych pierwiastków w cięższe, czyli reakcje termojądrowe.

Pwstająca gwiazda jest ukryta między dyskami

Obszar tworzenia się gwiazd w galaktyce Triangulum - Trójkąta

Życie gwiazd Życie gwiazd jest uzależnione od przebiegu reakcji termojądrowych. Stopniowa przemiana zaczyna się od najlżejszego pierwiastka – wodoru – który w samym centrum gwiazdy, czyli w jądrze, zamieniany jest w hel. To właśnie wydzielająca się w trakcie tego procesu energia czyni wnętrze gwiazdy skrajnie gorącym.

Ciąg główny, to długi okres stabilności gwiazdy.

Barwy gwiazd Każda gwiazda w zależności od barwy ma swoje charakterystyczne widmo. Sklasyfikowano je według nazw literowych: O, B, A, F, G, K, M, określających typ widmowy. Np. gwiazda niebieska typu O ma temp. powierzchni ponad 25000 K, a czerwona typu M ma temp. 3500 K. Każdy z typów widmowych dzieli się na 10 podtypów, określanych numerami w taki sposób, że podtyp 0 to gwiazdy najgorętsze, a podtyp 9- najchłodniejsze. Słońce jest gwiazdą typu G2

Od temperatury gwiazdy zależy jej kolor.

Najgorętsze gwiazdy mają barwę niebieskobiałą. Chłodniejsze i słabiej świecące są czerwone. Im wyżej gwiazda na diagramie, tym jest jaśniejsza. Został wprowadzony podział gwiazd na siedem głównych klas jasności ( od najsłabiej świecących do najjaśniejszych): • VII – białe karły • VI – podkarły • V – ciąg główny • IV – podolbrzymy • III – olbrzymy • II – jasne olbrzymy • I – nadolbrzymy, które dzielą się dodatkowo na podklasy: - Ib – słabe nadolbrzymy - Iab– średnie nadolbrzymy - Ia – jasne nadolbrzymy - Ia-0 – najjaśniejsze nadolbrzymy (zw. hiperolbrzymami)

Henry Russell i Ejnar Hertzsprung ułożyli wykres gwiazd o znanej jasności absolutnej w zależności od ich typów widmowych. Okazało, że w niektórych obszarach wykresu nie ma żadnych gwiazd, a w innych jest ich mnóstwo. Większość gwiazd układa się na tak zwanym ciągu głównym, czyli wzdłuż linii biegnącej po przekątnej wykresu- od słabych czerwonych gwiazd do jasnych niebieskich. Słońce znajduje się mniej więcej pośrodku ciągu głównego. Położenie gwiazdy w ciągu zależy od jej masy. Gwiazdy mniejsze znajdują się na dole z prawej, a najcięższe u góry po lewej, gdyż są gorętsze. Poniżej ciągu głównego znajdują się białe karły, powyżej zaś leżą gwiazdy zmienne i czerwone olbrzymy. U góry wykresu występują gwiazdy o ogromnej jasności- nadolbrzymy.

Dlaczego gwiazdy świecą Gwiazdy świecą, bo temperatura w ich wnętrzach sięga milionów stopni. W każdej gwieździe energia pod postacią ciepła przepływa od środka gwiazdy w kierunku powierzchni, skąd zostaje wypromieniowana. Dzięki grawitacji każdy fragment gwiazdy jest przyciągany w kierunku wszystkich pozostałych fragmentów, co powoduje zgniatanie gwiazdy i podnosi jej temperaturę- najbardziej w środku. Przed zapadnięciem się gwiazdy do czarnej dziury (w wyniku działania grawitacji) zapobiega synteza jądrowa, czyli łączenie się dwóch jąder atomowych w nowe jądro. Kluczem do syntezy jądrowej jest oddziaływanie silne.

Śmierć gwiazd Dojrzałe stadium życia gwiazdy kończy się z chwilą wyczerpania wodoru w jej jądrze i przechodzi ona w okres starości. Zużyła już cały zasób energii, która dotąd zapewniała jej stabilność. Jądro gwiazdy nie jest już w stanie udźwignąć reszty masy i poczyna się kurczyć. Gęstnieje, a temu towarzyszy wzrost temperatury, który wyzwala reakcję jądrowe w warstwach okalających jądro. Energia wydzielana w tych warstwach powoduje, że rozszerzają się i stygną. Gwiazda rozdyma się wówczas do gigantycznych rozmiarów i przybiera czerwoną barwę. Dlatego większość czerwonych gigantów to tzw. „czerwone olbrzymy”.

Słońce Średnio masywne gwiazdy, jak Słońce, nagle gasną po fazie spalania pierwiastka je tworzącego. Po wykończeniu zapasu przekształcają się w białe i kolejno czarne karły.

Mgławica ślimak – pozbycie się otoczki i pozwolenie by jądro przekształciło się w białego karła

Z miany wyglądu gwiazd Z miany wyglądu naszych gwiazd świadczą jak dużo przemian zachodzi w ich wnętrzu. Od początkowych faz kurczenia się poprzez spalanie i ponowny zapłon nuklearny jądra i warstw jej powłok. Podczas tych zjawisk, jadra atomów stają się coraz cięższe i nie produkują już tak olbrzymiej życiodajnej energii. Życie gwiazd masywnych kończy się niewyobrażalną eksplozją, naukowo nazywaną supernową.

Pozostałość po supernowej G292.0+1.8

Czerwone olbrzymy Wskutek dużej masy własnej gwiazda jest zawsze zgniatana siłą własnej grawitacji. Początkowo ciśnienie promieniowania i ciśnienie gazu w jej wnętrzu skutecznie przeciwstawiają się sile grawitacji i na długi okres ustala się równowaga sił. Gdy jednak w jądrze zaczyna brakować energii, jest to początek końca gwiazdy. Wewnętrzne warstwy gwiazdy ulegają silnej kompresji, natomiast warstwy zewnętrzne rozdymają się i stygną, w wyniku czego olbrzymia gwiazda zaczyna świecić na czerwono. Takie czerwone olbrzymy są jednym z końcowych stadiów rozwoju gwiazd.

Białe karły Możliwym końcem egzystencji stosunkowo mało masywnej gwiazdy jest biały karzeł. Rodzaj śmierci gwiazdy zależy od jej masy. Tak zwana masa krytyczna czyli największa masa jaką może mieć gwiazda, by przekształcić się pod koniec ewolucji w białego karła, odpowiada mniej więcej 1,4 masy Słońca. Gwiazdy o masach mniejszych od masy krytycznej kończą ewolucję jako białe karły.

Planetarna mgławica NGC 2440 zawiera najgorętszego znanego białego karła.

Gwiazdy neutronowe Gwiazda, która w końcu swojego cyklu życiowego ma dużą masę, co najmniej rzędu kilku mas Słońca, może stać się ostatecznie gwiazdą neutronową. Materia jej jądra ulega bowiem tak silnemu zagęszczeniu, że elektrony i protony łączą się w neutrony. Gęstość gwiazdy neutronowej jest niewyobrażalnie duża. Rozmiar gwiazdy neutronowej jest bardzo mały. Gwiazdy neutronowe bardzo szybko wirują. Zależnie od wielkości wykonują w ciągu sekundy nawet kilka obrotów wokół własnej osi.

Gwiazdy podwójne Systemy złożone z dwóch lub więcej gwiazd nie są czymś wyjątkowym we Wszechświecie. Według różnych szacunków gwiazdy wielokrotne stanowią mniej więcej połowę wszystkich gwiazd tworzących układy wielokrotne. Typowym przykładem gwiazd wielokrotnych są gwiazdy fizycznie podwójne, krążące wokół wspólnego środka masy. W Naszym Układzie Słonecznym podobny ruch obserwujemy w przypadku Plutona i jego księżyca Charona. Istnieją także gwiazdy podwójne zwane podwójnymi optycznie. Dla obserwatora na Ziemi znajdują się blisko siebie na sferze niebieskiej. W rzeczywistości są bardzo od siebie oddalone w przestrzeni

Gwiazdy nowe Nie są to obiekty nowo powstałe, jak sugeruje nazwa, lecz gwiazdy zmienne, zwiększające szybko (w ciągu kilku godzin lub kilku dni) swą jasność od tysiąca do milion razy. Po osiągnięciu maksimum blasku jasność zaczyna maleć w czasie kilkuset dni, przy czym tempo zmniejszania się jasności nowej jest na ogół tym większe, im jaśniejsza była ona w maksimum blasku. W czasie wybuchu i po nim obserwuje się, zwykle w widmie światła nowej, szerokie linie przesunięte ku fioletowi. Świadczą one o towarzyszącym wybuchowi odrzucaniu zewnątrz warstw atmosfery gwiazdy. Przypuszcza się, że nowe są układami podwójnymi w których jeden jest normalną gwiazdą, a drugi białym karłem otoczonym gazowym dyskiem.

Gwiazdy supernowe Podczas eksplozji prowadzącej do powstania gwiazdy supernowej jasność jej jest tak ogromna, że dorównuje blaskowi całej galaktyki. W ciągu sekundy wyzwala się przy tym tyle energii ile Słońce przez całe swoje życie. Istnieją dwa zjawiska, które mogą doprowadzić do zjawiska supernowej. Biały karzeł gromadzi materię wypływającą z drugiej gwiazdy. Jeżeli jego masa osiągnie powyżej 1,4 masy Słońca dochodzi do katastrofalnego wzrostu wydajności reakcji termojądrowych węgla w jądrze i wyrzucenia gigantycznej eksplozji warstw zewnętrznych o masie Słońca. Drugi mechanizm polega na katastrofalnym zapadnięciu się jądra gwiazdy po wyczerpaniu całego dostępnego paliwa dla reakcji termojądrowych. W ciągu kilku sekund następuje eksplozja rozrywająca gwiazdę.

Gromady kuliste Kuliste gromady gwiazd powstały we wczesnym okresie istnienia Drogi Mlecznej. Mają one około 10 miliardów lat i znajdują się w halo galaktycznym, poza główną płaszczyzną Galaktyki. Zdumiewa wielka liczba gwiazd upakowanych w stosunkowo małej objętości gromady kulistej. Jest to przeciętnie milion w gromadzie kulistej o średnicy 150 lat świetlnych. Gwiazdy gromad kulistych zawierają bardzo mało pierwiastków ciężkich. Ponieważ w gromadach kulistych brak jest rozproszonej materii międzygwiezdnej, to żadne nowe gwiazdy tam nie powstają.

Gromady otwarte Gromada otwarta to grupa nawet do kilku tysięcy luźno połączonych grawitacją gwiazd (w odróżnieniu od gromad kulistych, które są ciasno skupione), powstałych z jednej olbrzymiej chmury molekularnej. Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w spiralnych i nieregularnych galaktykach, gdzie wciąż odbywa się proces powstawania gwiazd. Zwykle ich wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas swojej wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady otwarte są narażane na bliski kontakt z innymi gromadami, chmurami gazu – mogą wtedy widocznie zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne gwiazdy.

Plejady, jedna z najbardziej znanych gromad otwartych

Ewolucja Gwiazd Prezentacja

More Related Content

What's hot

Ewolucja Gwiazd Prezentacja