Vladimír Štefl Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Astrofyzika V. cvičení Závěrečná stadia vývoje hvězd Gravitační rudý posuv - odvození úloha řešena v newtonovském přiblížení, v OTR jde o rozdíl relativistických potenciálů ve dvou bodech Důsledky gravitačního rudého posuvu Lze rozlišit posuv čar vyvolaný vzdalováním bílého trpaslíka od posuvu vyvolaného gravitací ? M4.jpg Důsledky gravitačního rudého posuvu Charakteristiky bílých trpaslíků Bílý trpaslík – Sírius B -spectrum-of-Sirius-B-HST-STIS-.png SiriusB-unor-2016.png Bílý trpaslík – 40 Eri B 40Eri B.jpg 40EriB_sm.jpg Neutronové hvězdy vlastnosti neutronových hvězd … neutron star.gif Neutronové hvězdy přednáška Crabpulsar.jpg Vznik Krabí mlhoviny • Historické záznamy pozorování exploze supernovy r.1054 čína1M1 Iba Yasuaki Historický záznam pozorování supernovy r. 1054 Tchuo – Tchuo: ,,V prvním roce éry Č´-che (1054), v pátém měsíci, v den ťi-čchou (4. července), se (hvězda – host) objevila několik palců jihovýchodně od Tchien-kuan (Dzeta Tauri). “ čína1M1 Biot Édouarde 1843 Connaisance des Temps Historický rozbor textu Duyvendak, J. J. L r. 1942, PASP, 54, 91. •Pozorování supernovy r. 1054 • • • • tau pozorována 3 týdny ve dne téměř dva roky v noci rekonstrukce světelné křivky supernovy odhadované údaje: 27. července mv - 3.5 mag 615 dnů mv (6.0 ± 0.5 ) mag atypická supernova • Identifikace hvězdy ζ Tauri • • • hledání správné hvězdy ranní soumrak - úsvit minimální výška 6o pozorovatelnost v severní a centrální Číně - dynastie Sung pozice M 1 nyní 1o severozápadně •Objevení Krabí mlhoviny v novověku • bevis_m1 delisle_M1 John Bevis r. 1731 Charles Messier r. 1758 M1 Messier Mlhovina nebo hvězdokupa? pozorování dalekohledem William Herschel r. 1784 mlhovina bez hvězd William Parsons - lord Rosse r. 1844 popis mlhoviny, její název William Lassell r. 1852 velmi jasná mlhovina s dvěma resp. třemi hvězdami m1rosse Mlhovina nebo hvězdokupa? Isaac Roberts: fotografie Krabí mlhoviny r. 1892 → jemná filamentová struktura vhodnýM1 Čárové a spojité spektrum Roscoe Frank Sanford r. 1919 v čárovém spektru identifikace šesti emisních čar H, He zdrojem čárového spektra je vláknitá struktura, obálka vnějších částí mlhoviny, teplota (15 000 – 20 000) K, vysoká teplota - uvolňování tepla při srážkách, 109 částic v m-3 druhá složka záření vytváří spojité spektrum, zdrojem amorfní látka - původ synchrotronové záření Josip Samuilovič Šklovskij DAN 90,1953 - hypotéza původu spojitého spektra - synchrotronové záření, potvrzeno V. A. Dombrovski, M. A.Vašakidze 1953 - lineární polarizace záření v optické oblasti ≈ 7% Spektrum Krabí mlhoviny SpecKrabMl Expanze Krabí mlhoviny John Duncan r. 1921, PNAS, vol. 7, 179 Changes observed in the Crab Nebula Taurus snímky 60ti palcovým dalekohled Mount Wilson říjen 1909 → duben 1921 = 11,5 roku stereokomparátor a mikrometr srovnávací hvězdy, šipky – trajektorie vláken a hvězd na 500 roků dopředu při konstantním vlastním pohybu závěr práce: zřetelný systematický pohyb vláken mlhoviny, náhodný pohyb hvězd celkem 12 bodů (vláken, uzlů) mlhoviny zachycujících její expanzi - mlhovina expanduje! Expanze Krabí mlhoviny srovnávací hvězdy, šipky – trajektorie vláken a hvězd na 500 roků při konstantním vlastním pohybu Expanze Krabí mlhoviny John Duncan r. 1939, ApJ 89, 482 Second Report on the Expansion of the Crab Nebula stejný dalekohled na Mount Wilson, interval 29 roků, měřeny polohy 20 bodů mlhoviny, šipky zachycují trajektorie na 500 roků při konstantní rychlosti, počátek expanze v bílé skvrně, v blízkosti centrální dvojhvězdy jižní složka dvojhvězdy 0,019“ / rok vlastní mlhovina 0,037“/ rok, při r = 1,3 kpc, 230 km.s-1 Duncan – hypotéza o zrychlování expanze Expanze Krabí mlhoviny Která hvězda je centrální? • Walter Baade r. 1942, ApJ 96, 188 The Crab Nebula rozdělení mlhoviny – vnější vláknité obálka, vnitřní amorfní struktura, úhlová rychlost expanze mlhoviny 0,2“/rok, zrychlování expanze objevené Duncanem označil za sporné r = 1,2 kpc, centrální hvězda, supernova I typu, její pohyb, studium spekter dvou hvězd, úhlová rychlost expanze mlhoviny Která hvězda je centrální? • Rudolph Minkowski r. 1942, ApJ, 96, 199 The Crab Nebula první astrofyzikální pohled na mlhovinu a centrální hvězdu, určení teploty a zářivého výkonu mlhoviny, chemické složení H, He, O, S jižní hvězda je centrální hvězdou, odhadnuty její charakteristiky 30 000 LS, 500 000 K, 0,02 RS 1,8.105 ρs hypotéza – bílý trpaslík pokračující ve svém vývoji, 70 % degenerace Význam Krabí mlhoviny pro astrofyziku J. S. Šklovskij: ,,Astrofyziku rozdělujeme na astrofyziku Krabí mlhoviny a zbytek.“ Změna vzhledu Krabí mlhoviny – různé vlnové délky, polarizace světla Krab4 celkový stupeň polarizace 7 % , dílčích detailů desítky % Jak mlhovina expanduje? • Virginia Louise Trimble r. 1968 Ph.D. • Motion and Structure of the Filamentary Envelope of the Crab Nebula • • předmluva, připomínky • • první komplexní studium expanze Krabí mlhoviny • • • • trimble_einstein Závěry práce V. Trimbleové proměřeny polohy, vlastní pohyby a radiální rychlosti 126 uzlů střed expanze nalezený zpětnou extrapolací leží jihovýchodně od dvojhvězdy v blízkosti středu mlhoviny počátek expanze odhadnut na r. 1 140 vzdálenost Krabí mlhovina je zvýšena ≈ 1,8 kpc Virginia Trimble r. 1970, PASP 82, 375 Optical studies of the Crab Nebula-Line emission component - kinematická analýza expanze mlhoviny Expanze Krabí mlhoviny trajektorie vlastních pohybů 132 uzlů v následujících 270 rocích při současné rychlosti snímek v čáře Hα Mount Palomar Expanze Krabí mlhoviny při současné velikosti velké poloosy mlhoviny R = 6´, což při vzdálenosti r = 1,8 kpc dává s ≈ 1016 m v je průměrná současná rychlost expanze stanovená z rozpínání mlhoviny 0,2“rok-1, v ≈ 1,6.106 m.s-1 v0 je počáteční rychlost expanze mlhoviny t je čas (1950 – 1054) = 896 roků x 3,156.107 s při současném zrychlení a = 8,2.10-6 m.s-2 dává v0 = 1,37.10 6 m.s-1 ze vztahu (2) určená hodnota s ≈ 10 16 m Chemické složení • Joseph Miller, r. 1978, chemické složení větších oblastí, - He, H, N, O, Ne, S vysoký obsah He ≈ H, stanovení teploty Chemické složení • Kris Davidson, r. 1978, chemické složení 9 malých oblastí, - He, H, N, O, Ne, S severní oblasti obsahují méně kovů než jižní oblasti, obsah je podstatně menší než u Slunce, (50 – 75) % obsahu podle hmotnosti tvoří helium B, C, D, E referenční hvězdy Chemické složení CrabNebulaHST1995 vodík – oranžová Hα 656,3 nm dusík – červená N II 658,3 nm síra – růžová S II 673,1 nm kyslík – zelená O III 500,7 nm Chemické složení • Kris Davidson, Robert Kirschner, Theodore Gull, Robert Fesen r. 1980: • chemické složení - He, H, N, O, Ne, S, v jednotlivých oblastech a vláknech s narůstající vzdáleností od ionizujícího zdroje ↑ He/H od 0,15 → 1,2, obsah helia je asi 5krát větší než u typických emisních mlhovin • Gordon MacAlpine r.1989, v některých vláknech obsah helia až 95 % • Jaký typ supernovy produkuje zjištěné chemické složení mlhoviny? • supernova II typu Jaká je hmotnost mlhoviny? • Čím více se mlhovina zkoumá, tím má větší hmotnost! • 1957 ~ 0,2 MS, 1968 ~ 1 MS, 1978 ~ 2 MS, • 1997 - celková vláknité struktury odhadována ≈ 3 MS + 1,4 MS pulsar - (4,4 ± 1,8) MS • vzhledem k chemickému složení, progenitor 10 MS, obsah kyslíku není výrazně vyšší, hmotnost progenitoru < (12 – 13) MS • • Kde je zbývající hmotnost? • Krabí mlhoviny v rtg. oboru FG22_05 Krabí mlhovina v různých oborech Pulsar disperze způsobuje, že na vyšších frekvencích signál pozorujeme dříve Bílí trpaslíci – procvičování Úlohy příští týden vlastní pohyb hvězd, radiální a tangenciální rychlost, spektroskopické dvojhvězdy, rozlišovací schopnost dalekohledu 13.3, 13.4. 13.5, 13. 9, 13.11, 13.15, 13.17, 13.19 Úlohy – za 14 dnů