Odchod z hlavní posloupnosti Astrofyzika V. Zdroje energie hvězd, Odchod z hlavní posloupnost, závěrečná stadia vývoje hvězd Vladimír Štefl Ústav teoretické fyziky a astrofyziky greenflash Výzkum Slunce – co je zdrojem energie? zelený paprsek, atmosféra – hranol, atmosférická refrakce je větší pro kratší vlnové délky, modré světlo zeslabováno silněji než zelené Co skrývá nitro? Kde se bere energie? Uvolňování energie ve hvězdách Zdroj energie Slunce - gravitační energie? vyzářená energie Sluncem Při LS = 4 . 10 26 W za dobu jeho existence WC = LS . t = 5 . 10 43 J Wp = - 10 41 J Zdroje energie H H . N. Russell (1877 - 1957) formuloval požadavky na zdroje energie hvězd: 1.Uplatňují se při vysokých teplotách a hustotách, tedy v nitrech hvězd, nikoliv planet 2.Zvýšení uvolňování energie nesmí vést k explozivním procesům 3.Velikost uvolňované energie je regulována, platí zářivá rovnováha russell ΔE = Δm c2 Zdroj energie hvězd – hmotnostní úbytek Zdroje hvězdné energie Zdroje hvězdné energie Termonukleární reakce - řetězce a cykly v nitru hvězd pp-chain bethe-2 ΔE = Δm c2 4mp – mHe = 5.10-27 kg pro Slunce Δm = 4.10 9 kg.s-1 p-p řetězec CNO cyklus Einstein12_375 Termonukleární reakce p-p řetězec spodní část HP, T (5 - 16) milionů stupňů, ze čtyř protonů vznik jádra atomu helia, první varianta, přes 70 % pravděpodobnost druhá varianta Termonukleární reakce p-p řetězec 454_2 454_4 Detekce slunečních neutrin pp-chain Nobelova cena za fyziku r. 2002 Raymond Davis, Masatoshi Koshiba Neutrinový skandál Nitro Slunce - neutrina vysvětlení Nitro Slunce – neutrina Termonukleární reakce CNO cyklus Termonukleární reakce CNO cyklus Konkrétní typy termonukleárních reakcí cnocycle 1912 - 2007 Nobelova cena za fyziku r. 1967 teorie nukleárních reakcí - H. Bethe speciálně objev energie hvězd termonukleární reakce - dlouhodobý zdroj energie - zaručuje 5 . 10 45 J Termonukleární reakce CNO cyklus produkce energie ve hvězdách Termonukleární reakce možné v důsledku tunelového jevu Termonukleární reakce tunelový jev Zdroje hvězdné energie - reakce 3 α syntéza dvou jader helia dává za vznik jádru berylia, které je nestabilní, ale reakce probíhají rychle, vždy existuje dostatečný počet jader berylia, aby reakce probíhala reakce, při teplotě tzv. Salpeterova reakce 300px-Triple-Alpha_Process.svg.png Termonukleární reakce CNO cyklus Průběh dalších reakcí alfa procesu vznikem hořčíku efektivnost reakcí tohoto typu končí Závislost produkce energie ve hvězdách na teplotě, hustotě Průběh dalších reakcí - vznik prvků při teplotě 4 . 109 K a poměru počtu protonů/neutronů = 300 nastává tzv. rovnovážný stav, reakce e procesu vedou ke vzniku jader atomů prvků skupiny železa s maximální vazebnou energií na jeden nukleon Termonukleární reakce - vznik chemických prvků v nitru hvězd FHB2 Časové škály nukleárního hoření Přehled vzniku prvků ve hvězdách Stavba nitra hvězd v závěrečných fázích vývoje hmotnost určuje teplotu, typy probíhajících cyklů ve hvězdách Odchod z hlavní posloupnosti Odchod z hlavní posloupnosti Proč a jak vznikají červení obři Proč a jak vznikají červení obři Podmínky vzniku červených obrů Odchod z hlavní posloupnosti, 5 Ms Odchod z hlavní posloupnosti Hvězdy s vodíkovým slupkovým zdrojem Odchod z hlavní posloupnosti Schoenbergova-Chandrasekharova limitní hmotnost izotermického jádra Schoenbergova-Chandrasekharova limitní hmotnost izotermického jádra Schoenbergova-Chandrasekharova limitní hmotnost izotermického jádra Schoenbergova-Chandrasekharova limitní hmotnost izotermického jádra - úloha Odchod z hlavní posloupnosti Odchod z hlavní posloupnosti Odchod z hlavní posloupnosti Časová škála při odchod z hlavní posloupnosti Časová škála při odchod z hlavní posloupnosti Časová škála doby pobytu na HP a ve stádiu červených obrů Odchod z hlavní posloupnosti, 9 Ms Odchod z hlavní posloupnosti Odchod z hlavní posloupnosti Kulové hvězdokupy - červení obři Kulová hvězdokupa M 55 - červení obři Odchod z hlavní posloupnosti, 9 Ms Planetární mlhoviny při hmotnosti jádra hvězdy menší než 1,4 Ms při průchodu pásmem nestability se formuje vnější obálka, která přibližně 10 – 20 tisíc roků obklopuje hvězdu, rozpíná se, vzniká tzv. planetární mlhovina M 72 Helix M57-mala modrá barva He II 468.3 nm zelená barva O III 500.7 nm červená barva N II 658.3 nm Planetární mlhovina M 57 Vega_in_lyra r = 700 pc t ≈ 20 000 roků v ≈ 30 km.s-1 Planetární mlhovina Abell 39 Vznik planetární mlhoviny Vznik planetární mlhoviny Tlak v nitru hvězd při degeneraci Bílí trpaslíci – elektronová degenerace degeneracy při ρ > 10 6 kg.m-3 nastává elektronová degenerace vlastnosti degenerovaného plynu nezávisí na teplotě Bílí trpaslíci Tlak v nitru hvězd při degeneraci Bílí trpaslíci – spektrum Bílí trpaslíci Bílí trpaslíci - Chandrasekharova limita Bílí trpaslíci Bílí trpaslíci Bílí trpaslíci Bílí trpaslíci Bílí trpaslíci Bílí trpaslíci - stavba Bílí trpaslíci - stavba Bílí trpaslíci Vývoj bílých trpaslíků - ochlazování Vývoj bílých trpaslíků - ochlazování Vývoj bílých trpaslíků - ochlazování Závislost mezi hmotností a hustotou, degenerované hvězdy Neutronové hvězdy Neutronové hvězdy - Neutronové hvězdy - stavba Neutronové hvězdy – stavba Neutronová hvězda hst_neutron_star_9732 15 km 1,5 MS 10 6 K Neutronové hvězdy 295_9 při ρ > 10 12 kg.m-3 nastává neutronová degenerace neutronizace e- + p → n + νe výrazné gravitační a magnetické pole neutronových hvězd Neutronové hvězdy Jan Neruda Písně kosmické Toť prostě tím: ty maličké z jadrného jsou fládru, ale ty velké a poslušné jen z plynových jsou hadrů. crab_with_box srovnání neutronových hvězd a obrů básníkem 52 Neutronové hvězdy - pulsary Neutronové hvězdy - pulsary Majákový model pulsaru XAY_PULS ZZMH ω ~ 1/r2 ZZTMI B ~ 1/r2 Majákový model pulsaru Neutronové hvězdy pulsary – rychle rotující neutronové hvězdy se silným magnetickým polem Krabí mlhovina - M1 crab_vlt_big vznik r. 1054 r = 2 kpc, d = 3 pc hmotnost 3,5 MS pulsar 1,4 MS P = 0,033 s L = 5 . 10 31 W vexp = 1 500 km.s-1 vodíkové čáry - II typ supernovy Krabí mlhovina M1 Vznik neutronové hvězdy – pulsaru Krabí mlhovina – M 1 Vznik Krabí mlhoviny Pulsar v Krabí mlhovině úbytek kinetické rotační energie = vyzářená energie zářivý výkon Krabí mlhoviny - odpovídá změně rotační energie za sekundu rotující magnetický dipól, ve vnitřní části mlhoviny produkce vysoce energetických elektronů Pulsar v Krabí mlhovině při M = 1,4 MS, R = 10 km, P = 0,033 s, dP/dt = 4.10-13 jeho vznik - zákon zachování momentu hybnosti rotační kinetická energie moment setrvačnosti tuhého tělesa - koule úhlová rychlost změna rotační energie Proč má takové extrémní vlastnosti ? pirueta Vlastnosti neutronových hvězd Vývoj neutronových hvězd Supernovy Ia typ první scénář - bílý trpaslík, těsná dvojhvězda, přenos hmoty z druhé složky, překročení Chandrasekharovy meze, nestabilita, Supernovy Supernovy Ia typ Supernovy II. typu Supernova 1987 A Supernova 1987 A Supernova 1987 A Supernovy – klasifikace Supernovy – klasifikace Černé díry - vznik Černé díry - vznik Černé díry - vznik Černé díry Černé díry - vznik Černé díry Černé díry Černé díry Černé díry Model Dvojhvězda Cygnus X - 1 Černé díry Černé díry – vypařování, S. Hawking Přehled vývoje hvězd