Žvaigždės

1. Žvaigždės Kas yra žvaigždės? Žvaigždė yra didelės masės (1029-1032 kg) ir skersmens (3*105-1*109 km) įkaitusios plazmos rutulys, sudarytas iš daugiausia ir vandenilio ir helio su nedidelėmis sunkesnių cheminių elementų priemaiša ir skleidžiantis elektromagnetinius spindulius, elektringąsias daleles, neutrinus ir gravitacinį lauką.

2. Žvaigždės – matuojamos charakteristikos – energinis šviesis Didžiąją energijos dalį žvaigždės spinduliuoja panašiai kaip pilkas kūnas, t.y. jų spektras yra ištisinis. todėl joms tinka spinduliavimo dėsniai iš kurių galima nusakyti kūno paviršiaus temperatūrą: Stefano ir Bolcmano dėsnis pilkam kūnui Vyno poslinkio dėsnis Planko spinduliavimo dėsnis

3. Žvaigždės – matuojamos charakteristikos - spektras

4. Žvaigždės – matuojamos charakteristikos – spektras ir spalvos rodikliai Pagal spektro tipą – t.y. ištisinio spektro maksimumo padėtį, kuris priklauso nuo temperatūros ir papildomų absorbcijos linijų, žvaigždės klasifikuojamos į O, B, A, F, G, K, M tipus pagal mažėjančią temperatūrą 50000-2000 K. Kiekvienas tipas dar skirstomas į potipius, žymimus skaičiais nuo 0 iki 9.

5. Tipas: O B A F G K M Šviesumas (log L/L¤) ~5.5 ~3 ~1.25 ~0.5 ~0 ~ -0.5 ~ -2 Spalva Žydrai - baltos Žydrai baltos Baltos Geltonai baltos Geltonos Oranžinės Raudonos Temperatura (K) >20,000 10 – 20,000 7 – 10,000 6 – 7,000 5 – 6,000 3,500 – 5,000 2,000 – 3,500 Spektrinės Linijos jonizuotas He neutralus He, H neutralus H(Balmer lines) jonizuotas Ca (Ca II),neutralus H, metalai Ca, neutralūs metalai (Fe I) TiO, neutralūs metalai (Ca, Fe), TiO ryšiai, neutralus Ca Pavyzdžiai z Pupi Ori A b Ori (Rigel)b Cen a CMa (Sirius)a Lyr (Vega) a Car (Canopus)a CMi (Procyon) Saulėa Cen A a Boц (Arcturus)a Tau (Aldebaran) a Sco (Antares)a Ori (Betelgeuse) Žvaigždžių spektrų klasifikacija Oh, Be AFine Girl (or Guy), Kiss Me!

6. Žvaigždės – klasifikacija Žvaigždžių skaičius Visatoje ~ 3*1022 Hercšprungo-Raselo diagrama

7. Žvaigždės – klasifikacija

8. Žvaigždžių klasifikacija: šviesumas - masė

9. Žvaigždžių klasifikacija: Žvaigždės milžinės Didžiausių žinomų Epsilon Vežiko, Aldebarano, Betelgeizės ir Antares žvaigždžių dydžio palyginimas su Saulės dydžiu. Sudaro 0.01 % visų žvaigždžių, Skersmuo gali siekti ~ 3000 Saulės skersmens, Masė ~ iki 25 Saulės masės, T ~ 1300 K (Pakankamai šaltos).

10. Žvaigždžių klasifikacija: Saulė

11. Žvaigždžių evoliucija • Žvaigždės evoliucija – tai jos raidos etapas nuo atsiradimo iki virtimo žvaigždės liekana. • Skiriami keturi evoliucijos etapai: • Procesas, vykstantis dujų telkiniui traukiantis iki žvaigždės užsižiebimo, • Žvaigždės gyvavimas pagrindinėje sekoje, • Žvaigždės mirties procesas, • Žvaigždės virtimas į liekaną. • Žvaigždės evoliucija, jeigu ji yra izoliuota ir nesąveikauja su kitais objektai, t.y.: • Laikas nuo dujų traukimosi iki žvaigždės užsižiebimo, • Žvaigždės gyvavimo trukmė pagrindinėje sekoje, • Žvaigždės mirties forma, • Žvaigždės liekana • priklauso nuo dviejų faktorių: • 1. Pradinės dujų ir dulkių telkinio masės, • 2. Jo pradinės cheminės sudėties.

12. Žvaigždžių evoliucija Priklauso nuo dviejų faktorių: 1. Pradinės dujų ir dulkių telkinio masės, 2. Jo pradinės cheminės sudėties.

13. Žvaigždžių evoliucija - gimimas 7 Saulės tipo žvaigždės gimimo stadijos:

14. Žvaigždžių evoliucija - gimimas Pirmo raidos etapo laiko ir žvaigždės tipo susidarymo priklausomybė nuo pradinio dujų ir dulkių telkinio masės.

15. Žvaigždžių evoliucija - gimimas Pagausėjusi žvaigždėdara NGC 4214 ūke

16. Žvaigždžių evoliucija – egzistavimas pagrindinėje sekoje Pirmos raidos pabaiga vadinamas perėjimas į pagrindinę seką, kai žvaigždės centre temperatūra pasiekia 10 mln. K. Ties tokia temperatūra užsižiebia termobranduolinės reakcijos, kurių metų H branduoliai jungiasi į He branduolius. Išsiskyrusi energija sukelia vidinį slėgį, kuris priešinasi gravitacijos jėgai. Nusistovi vadinama hidrostatinė pusiausvyra.

17. Žvaigždžių evoliucija – egzistavimas pagrindinėje sekoje Žvaigždės centre temperatūrai pasiekus 10 mln. K pradeda vykti branduolinės reakcijos sekos (70%): Galimos ir kitos reakcijos (30%): Šių dviejų reakcijų sekų dėka formuojasi He atomai, kurie turėdami didesnę masę, gravitacijos veikiami juda link centro, formuodami He branduolį

18. Žvaigždžių evoliucija – egzistavimas pagrindinėje sekoje Masyvesnėse žvaigždėse vyksta ir vadinamos CNO reakcijos: Šių reakcijų sekų dėka formuojasi C ir He atomai, ko dėka, formuojasi anglies branduolys, apgaubtas He, kuris apgaubtas H.

19. Žvaigždžių evoliucija – egzistavimas pagrindinėje sekoje Dar masyvesnėse žvaigždėse vyksta ir sekančios reakcijos, kurių metu Vyksta 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, ..., 56Fe, kurie juda link centro.

20. Žvaigždžių evoliucija – egzistavimas pagrindinėje sekoje Gyvavimo trukmė pagrindinėje sekoje yra atvirkščiai proporcinga pradinei protožvaigždės masei

21. Žvaigždžių evoliucija – išėjimas iš pagrindinės sekos. Kai žvaigždės centrinėje dalyje vandenilis baigia degti, ten susidaro helinė šerdis. Vandenilio degimas pereina į ploną sluoksnį aplink šerdį, kuri neturėdama branduolinių energijos šaltinių ima trauktis ir karštėti gravitacijos energijai virstant kinetine energija. Dėl šio papildomo energijos šaltinio visos žvaigždės šviesis ir jos skersmuo ima smarkiai didėti. HR diagramoje žvaigždė pamažu apleidžia pagrindinę seką kildama į dešinę ir aukštyn, raudonųjų milžinių link.

22. Žvaigždžių evoliucija – išėjimas iš pagrindinės sekos Palaipsniui išdegant vandeniliui, didėja He šerdis. Kai jos masė tampa 0,4-0,5 Saulės masės, O temperatūra pasiekia 100 mln. K, joje staigiai pradeda degti helis, virsdamas anglimi. Vykstanti reakcijos seka yra: Šios reakcijos metu išsiskiria daug energijos, temperatūra šerdyje pakyla iki 300 mln. K Įvyksta sprogimas, vadinamas Helio žybsniu. Jo metu sudega 50 % šerdies He. Raudonoji milžinė pradeda greitai plėstis nusimesdama nuo savęs išorinius plazmos sluoksnius, kurie lekia 20-50 km/s greičiu ir plečiasi 10000-100000 metų. Centre lieka įkaitusi iki 100000 K šerdis, vadinama Baltąja nykštuke

23. Žvaigždžių evoliucija – egzistavimas pagrindinėje sekoje

24. Baltosios nykštukės Susispaudusios He ir C branduolį turinčios žvaigždės Baltųjų nykštukių masė – 0,5-1,4 Saulės masės, O skersmuo 50-200 kartų mažesnis. Jos savo dydžiu prilygsta Žemei. Dėl to jų vidutinis tankis prilygsta ~1t/cm3

25. Supernova Kai masyvios žvaigždės centre susidaro geležinė šerdis, joje nebevyksta, jokios branduolinės reakcijos, kurios gamintų energiją. Dėl to šerdis, kurios masė yra 2-3 MS , gravitacijos veikiama ima sparčiai trauktis, todėl temperatūra ir toliau kyla. Kai ji pasiekia 5 mlrd. K, šerdyje susidarę labai energingi fotonai pradeda ardyti Fe branduolius į helionus ir neutronus. Tokios branduolinės reakcijos yra endoterminės, jos šaldo branduolį. Todėl šerdis staigiai kolapsuoja – krinta į save milžinišku greičiu. Temperatūra pakyla pradžioje iki 20 mlrd. K, o vėliau iki 100 mlrd. K. Žvaigždės šerdis susispaudžia iki 3*1013 g/cm3. Visas šerdies kolapsas trunka apie sekundę. Krintantis vėliau visas plazminis apvalkalas didžiuliu greičiu Atsitrenkia į iki 100 mlrd. K įkaitusią šerdį. Staigiai vyksta branduolinės reakcijos sprogimas, kurios metu visas žvaigždės apvalkalas išblaškomas 5000 km/s greičiu. Žvaigždės šviesis padidėja iki 20 kartų.

26. Supernova

27. Mirusios žvaigždės Baigiantis H branduoliniam virsmui į He, žvaigždės gravitacinės jėgos suspaudžia žvaigždę į milžiniško tankio kūną. Galimi trys variantai: jei žvaigždės masė < 2.5 Saulės masės – baltoji nykštukė, jei žvaigždės masė > 2.5 Saulės masės – neutroninė žvaigždė, jei žvaigždės masė ~ 5-10 Saulės masės – juodoji skylė.

28. Neutroninės Žvaigždės Skersmuo ~ 10 km, Masė ~ Saulės masės, Masės tankis ~ 1014 g/cm3, 100 m – 2 km Fe branduolių paviršiaus pluta, Paviršiaus T~108 K Dujos krenta 105 km/s greičiu į paviršių, generuodamos Rentgeno spindulius. Sudaro ~0.1 % visų žvaigždžių.

29. Juodosios skylės Švarcšildo spindulysR = 2GM/c2 Žemei – 0.44 cm, Saulei – 3 km Krentančios dujos įkaista iki 106 K – registruojami rentgeno spinduliai. Sudaro ~ 0.1 % visų žvaigždžių