Η παρουσίαση φορτώνεται. Παρακαλείστε να περιμένετε

Η παρουσίαση φορτώνεται. Παρακαλείστε να περιμένετε

1 Γένεση και εξέλιξη αστέρων Γιάννης Σειραδάκης Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης.

Παρόμοιες παρουσιάσεις


Παρουσίαση με θέμα: "1 Γένεση και εξέλιξη αστέρων Γιάννης Σειραδάκης Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης."— Μεταγράφημα παρουσίασης:

1 1 Γένεση και εξέλιξη αστέρων Γιάννης Σειραδάκης Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης

2 2 Αρχές που διέπουν την αστρική εξέλιξη Εξισορρόπηση Βαρυτικής και θερμοδυναμικής πίεσης Συνεχής ακτινοβολία (2 ο Θερμοδυναμικό αξίωμα) Απόσταση αστέρων: d =10 6 R (μη κοινωνικά όντα!) Αστρικός άνεμος. Ελάττωση μάζας Στην Κύρια Ακολουθία, οι αστέρες εξελίσσονται ελάχιστα M ʘ

3 3 Η οριακή φωτεινότητα του Eddington όπου X = περιεκτικότητα σε υδρογόνο. Η σχέση μάζας-φωτεινότητας για βαρείς αστέρες είναι L = 3 (M/ Μ  ) 2.91 L . Επομένως για την οριακή φωτεινότητα βρίσκουμε M max ~ (2×10 4 /(1+X)) 0.52 Μ . Με Χ = 0.7 M max ~ 140 Μ  Για αστέρες μεγάλης μάζας, η πίεση της παραγόμενης ακτινοβολίας υπερβαίνει τη βαρυτική και τα εξωτερικά στρώματα αποτινάσσονται

4 4 Η χημική σύσταση των αστέρων Πληθυσμός IΠληθυσμός II Xημική σύσταση 70% H, 28% He, 2% μέταλλα 70% Η, 30% Ηe, 0.01%-0.1% μέταλλα Hλικίανεότεροιπαλαιότεροι Kατανομή στο Γαλαξία μας σπείρες, δίσκος, μη ομογενής σφαιρική, ομογενής

5 Καμπύλες εξέλιξης από την Κύρια Ακολουθία Διάγραμμα H-R Φωτεινότητα Θερμοκρασία

6 Θερμοκρασία πυρηνικής καύσης Απαιτούμενη θερμοκρασία (10 6 K) ΚαύσηΑπαιτούμενη θερμοκρασία (10 6 K) Καύση 1 2D2D10H (κύκλος p-p) 3 6 Li20H (κύκλος CNΟ) 4 7 Li200 4 He 5 9 Be500C, Ο 8 10 Be1000μηχανισμοί-α (1) 8 11 B4000μηχανισμοί-e (2)

7 7 Γένεση των αστέρων Μεγάλη έκρηξη Νέφη σκόνης και αερίων Δημιουργία πρωτογαλαξιών Βαρυτική συστολή των νεφών Πυρηνικές αντιδράσεις Παραγωγή ενέργειας Ένα αστέρι γεννιέται! Ισορροπία βαρυτικής και θερμικής πίεσης

8 8 Γένεση των αστέρων

9 9

10 10 Εξέλιξη των αστέρων Το διάγραμμα H-R T-Tauri

11 11 Εξέλιξη των αστέρων Γενικές παρατηρήσεις: - F βαρυτ = F πίεσης (αερίου) - Εκπομπή ακτινοβολίας [διότι: Τ αστ > 3Κ (=Τ περιβαλ )] - Μέση απόσταση, >> 10 6 R αστ (α Cen: 1.3 pc) - Υπάρχει αστρικός άνεμος, Μ  /έτος (Ήλιος ) - Επί 3.5×10 9 έτη, ο Ήλιος δεν έχει μεταβληθεί - Μ  =2 ×10 33 gr, R  =7×10 10 cm, T eff =5800 K, T=5×10 9 έτη Ακραία όρια:Μ , R , T eff

12 12 Εξέλιξη Αστέρων Δομή ενός αστέρα (α) στην κύρια ακολουθία (β) κατά την πορεία του προς το στάδιο του ερυθρού γίγαντα

13 13 Εξέλιξη Αστέρων Η δομή ενός εξελιγμένου αστέρα αστέρα μεγάλης μάζας

14 14 Εξέλιξη Αστέρων Η εξέλιξη αστέρων με μάζες 1 Μ  και 5 Μ 

15 15 Εξέλιξη των αστέρων Πολύ μικρής μάζας αστέρες: Μ<0.8 Μ  Ερυθρός Γίγαντας Πλανητικό νεφέλωμα Λευκός νάνος ηλίου

16 16 Εξέλιξη των αστέρων Αστέρες μικρής μάζας 0.8 Μ  < Μ < 3 Μ  Ερυθρός Γίγαντας Πλανητικό νεφέλωμα Λευκός νάνος άνθρακος

17 17 Εξέλιξη αστέρων Αστέρες μεγάλης μάζας (3 Μ  < Μ < 10 Μ  ) Ερυθρός Γίγαντας Πλανητικό νεφέλωμα Αστέρας νετρονίων Υπερκαινοφανής

18 18 Εξέλιξη αστέρων Αστέρες πολύ μεγάλης μάζας: Μ > 10 Μ  Ερυθρός Υπεργίγαντας Αστέρας νετρονίων Μελανή οπή Υπερκαινοφανής

19 19 Σύνοψη : Η εξέλιξη των αστέρων καταλήγει σε 3 κατηγορίες αστρικών πτωμάτων Αστέρες νετρονίων Μελανές οπές Λευκοί νάνοι


Κατέβασμα ppt "1 Γένεση και εξέλιξη αστέρων Γιάννης Σειραδάκης Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης."

Παρόμοιες παρουσιάσεις


Διαφημίσεις Google