ZVIJEZDE - NASTANAK I RAZVOJ

PRVA FAZA RAZVOJA ZVIJEZDE Nakon Velikog praska tvar se, prema inerciji, nastavila širiti i dalje hladiti. Međutim mjestimično se nasumce zgušnjavala. Zbog djelovanja gravitacijske sile takve su se slučajne, nešto gušće nakupine tvari dalje zgušnjavale i rađala su se svemirska tijela. Zbog gravitacijskog stezanja rasla je temperatura u središnjem dijelu nebeskog tijela, te kad je dosegla 107K počela je nuklearna fuzija jezgara vodika u helij uz oslobađanje energije.

TERMONUKLEARNA FUZIJA Općenito kod termonuklearne fuzije , na jako visokim temperaturama , lakše jezgre se spajaju u teže uz oslobađanje energije . Ukupna masa čestica prije fuzije (m 1 ) veća je od mase čestice koja je nastala fuzijom ( m2) . Zbog defekta mase Δm = m1 - m2 oslobađa se energija u iznosu : ΔE = c2· Δm (c =3 ·108 m /s ) .

izvori energije zvijezda, nuklearni procesi u svemiru Nuklearna fizika izvori energije zvijezda, nuklearni procesi u svemiru (20. stoljeće) energija vezanja fisija fuzija "reljef" masa

FUZIJA VODIKA U 1. FAZI RAZVOJA ZVIJEZDE

Detaljniji ispis proton-proton reakcije: 2(1H + 1H )→ 2H + e+ + νe (4.0 MeV + 1.0 MeV) 2(1H + 2H ) → 3He + γ (5.5 MeV) 3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12.9 MeV) Ove reakcije konačno postaju: 41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe  (26.7 MeV)

Pojednostavljeni prikaz p - p ciklusa 1. KORAK 3. KORAK 2. KORAK

DRUGA FAZA RAZVOJA ZVIJEZDE Pošto se u središnjem dijelu zvijezde iscrpi vodik pretvorivši se u helij, nastupa druga faza. Budući da se u središnjem dijelu zvijezde više ne stvara nuklearna energija, ona se dalje gravitacijski steže i zbog toga raste temperatura. Kad temperatura u središnjem dijelu zvijezde dovoljno poraste počinje fuzija triju jezgara helija u jezgru ugljika, uz emisiju gama zračenja. Zatim nastaje fuzija ugljika i helija u kisik itd. Tada se oko te središnje kugle, u kojoj se zbiva fuzija jezgara helija, nalazi vanjska ljuska u kojoj nije iscrpljen vodik, pa u njemu i dalje teče fuzija vodika u helij.

Detaljnji ispis : ugljik-dušik-kisik ciklusa. 4He + 4He + 92 keV → 8*Be 4He + 8*Be + 67 keV → 12*C 12*C → 12C + γ + 7.4 MeV Opći oblik ove reakcije je: 34He → 12C + γ + 7.2 MeV.  

Pri prijelazu iz 1. u 2. fazu zvijezda se uvelike širi Pri prijelazu iz 1. u 2. fazu zvijezda se uvelike širi. To će se za nekoliko milijardi godina dogoditi sa Suncem. Ono će se pritom toliko povećati da će progutati najbliže planete i spržiti Zemlju.

TREĆA FAZA RAZVOJA ZVIJEZDE Kada se u središnjem dijelu zvijezde potroši sav ugljik , središnji se dio ponovno gravitacijski steže i temperatura opet raste. Kada temperatura dovoljno poraste nastupa treća faza. Daljnjom fuzijom u središnjem dijelu nastaju magnezij , silicij .... Oko te središnje kugle nalazi se prva ljuska u kojoj i dalje fuzijom helija nastaje ugljik, pa sljedeća ljuska u kojoj fuzijom vodika nastaje helij. U idućim fazama nastaje fuzija sve težih i težih jezgara , sve dok u središnjem dijelu zvijezde ne nastane željezo. Stvara se središnja kugla pretežno građena od atomskih jezgara željeza i drugih jezgara slične mase. Oko te kugle oblikuju se ljuske koje sadrže redom sve lakše i lakše jezgre što su bliže površini jezgre.

Dalje dolazi do fuzije u sve teže elemente.... itd..... sve do 26 Fe56.

Razvoj zvijezde ovisi o njenoj masi

RAZVOJ ZVIJEZDA Pri fuziji u unutrašnjosti zvijezda građa zvijezde se stalno mijenja . Zbog termonuklearne fuzije zvijezde imaju visoku temperaturu i vlastiti sjaj . Boja zvijezde je vezana s temperaturom zračećih slojeva . Sjaj zvijezde je predočen apsolutnom zvjezdanom veličinom ( M) .

HERTZSPRUNG-RUSSELLOV DIJAGRAM : Bijeli patuljak - pozicija zvijezde određena je njenim sjajem i temperaturom - većina zvijezda nalaze se u vrpci nazvanoj glavnim nizom - plave zvijezde - visoka temperatura,nalaze se sa lijeve strane - crvene zvijezde - niska temperatura, nalaze se sa desne strane - među zvijezdama slične temperature ( boje) razlikuju se po sjaju patuljaste i divovske zvijezde .

Vrijeme koje zvijezda provede na glavnom nizu ovisi o njezinoj masi. Velike masivne zvijezde koje se nalaze na vrhu glavnog niza brzo će potrošiti svoje nuklearno gorivo i napustiti glavni niz. Ako je npr. zvijezda samo pet puta masivnija od Sunca, na glavnom nizu će provesti samo 70 milijuna godina (za razliku od Sunčevih 10 milijardi), a ako je 25 puta masivnija, onda tu provodi samo 3 milijuna godina, dok su 30 puta masivnije tu manje od milijun godina.  

MASIVNE ZVIJEZDE ( s masom 10 puta većom od Sunčeve mase ) nastavljaju u svojim jezgrama fuziju u teže elemente , sve do željeza . Daljnje stezanje jezgre dovodi do urušavanja i eksplozije koja se naziva supernova , pri čemu se skoro cjelokupna materija zvijezde razleti u međuzvjezdani prostor. Ako jezgra preostale zvijezde nakon eksplozije ima masu između 1,4 i 3 Sunčeve mase pretvoriti će se u neutronsku zvijezdu , a ako je jezgra zvijezde masivnija od 3 Sunčeve mase pretvoriti će se u crnu rupu .

ZVIJEZDA VELIKE MASE Plava zvijezda – temperatura na površini je 25 000ºC Plavi superdiv Crveni div – jezgra 600 milijuna ºC Supernova a) neutronska zvijezda b) crna rupa/jama

MALE I SREDNJE ZVIJEZDE ( poput Sunca ) nakon što se sav vodik u njihovim središta pretvori u helij , dospijevaju u fazu crvenog diva . Jezgra im doživljava daljnje gravitacijsko stezanje , a vanjski slojevi se šire i hlade . Kada temperatura i gustoća u jezgri dovoljno narastu započinje fuzija a helija u ugljik i kisik . U takvim zvijezdama ne može zbog manje mase započeti novo gravitacijsko stezanje jezgre . Gusta masivna jezgra od vrućeg ugljika naziva se bijeli patuljak , a najveći dio materije bivše zvijezde , koji se već ranije počeo širiti , nastavlja se sferno širiti međuzvjezdanim prostorom u obliku planetarne maglice . Nakon 107 godina bijeli patuljak će se ohladiti i postati crni patuljak .

ZVIJEZDA MALE MASE Žuti patuljak – emitira žućkastu svjetlost Crveni div – sjaji crvenim sjajem Bijeli patuljak – izgorio je sav helij Crveni patuljak Crni patuljak =>vjerojatno ovakva sudbina očekuje i naše Sunce

Ponovimo :

ZVIJEZDE U PARU Dvojnih zvijezda ima otprilike koliko i jednostrukih . POMRČINSKI DVOJNE ZVIJEZDE zvijezde se gibaju tako da se u gibanju međusobno zaklanjaju . Primjer : Algol ( β Perzeja )- vidljiva okom ; T < 3 dana ; glavna zvijezda i pratilac nisu jednakog sjaja . PROMJEN LJIVE I EKSPLOZIVNE ZVIJEZDE Pulsirajući promjenljive zvijezde -najčešće divovske zvijezde nestalnog obujma ; njihova atmosfera pulsira

Eclipsing Binary Simulator

Pomrčinski promjenljive zvijezde

Tumačenje promjene sjaja… Oplošja zvijezda polumjera R1 i R2 se odnose : A1 / A2 = 4·R1 2π / 4·R2 2π = (R1/R2)2 Ako u dvojnom sustavu vrijedi R1 < R2 onda je : U maksimumu sjaja dvojnog sustava , zvijezde jedna drugu ne prekrivaju : L = L1 + L2 Za primarnog minimuma , druga zvijezda u potpunosti prekriva prvu: Lp / L = L2 / L1 + L2 Za sekundarnog minimuma , prva zvijezda se nalazi ispred druge : Ls / L = L1 +( L2 – (R1/R2)2·L2 ) / L1 + L2   Luminozitet zvijezde : L = σ ·A ·T4 = σ ·4 ·R2 ·π ·T4

Pomrčinski promjenljive zvijezde

Pulsirajuće promjenljive zvijezde

CEFEIDE ( ime po δ Cefeja ) periodi od 1 do 10-ak dana , prividna zvjezdana veličina se mijenja za nekoliko desetina do 1 – 2 zvjezdane veličine . divovi velikog sjaja ( 104 puta sjajnije od Sunca ) zvijezda to više zrači što ima duži period sjaja

Krivulja sjaja cefeida

Cefeide Prosječna prividna magnituda cefeide : ‹m› = (mmax + mmin) / 2 Period(T) cefeide se odredi iz grafa . Apsolutna magnituda cefeide se odredi iz zakona period –sjaj : M = A + B· log T A, B – konstante koje ovise o vrsti cefeide. Za cefeidu , čiji je priložen m-t graf , vrijedi: M = - 1,43 -2,81·log T(d) Udaljenost cefeide se dobiva iz odnosa prividne i apsolutne magnitude. Cefeida je u svom maksimumu sjajnija nego u minimumu za : Emax : Emin = 2,512m(min) – m(max) Krivulja sjaja cefeide u Velikom Magellanovom oblaku : mmin = 15,96m , mmax= 15,20m , period T = ( 6,3 – 1,5 ) d = =4,8 d.

Najpoznatije δ-cefeide

Metode vizualnih ocjena sjaja promjenljivih zvijezda Argelanderova metoda Pickeringova metoda Uspoređuje se u uvjetnim „stupnjevima“ sjaj promjenljive zvijezde (v) s dvije poredbe zvijezde najbliže po sjaju promjenjivoj zvijezdi od kojih je jedna (a) sjajnija, a duga (b) slabija od promjenljive. Ocjene moraju biti međusobno neovisne: a2v , v3b a3v , v1b a4v , v1b … Interpolacijska metoda . Odabiru se dvije poredbene zvijezde (a , b) koje se ne razlikuju puno od sjaja promjenjive zvijezde. Poredbena zvijezda a je sjajnija , a b slabijeg sjaja od promjenljive (v). Interval sjaja između a i b se u mislima podijeli na 10 jednakih dijelova… Ocjene se zapisuju u obliku : a3v7b a4v6b …apv(10-p)b Potrebne su poredbene zvijezde i karte okolina za odabrane promjenjive zvijezde.

AAVSO American Association of Variable Star Observers

Određivanje prividne magnitude zvijezde Fotografira se okolina zvijezde nepoznatog sjaja. Za nekoliko okolnih zvijezda se zna prividni sjaj (prividnu magnitudu). Površina slike zvijezde na fotografiji proporcionalna je prividnom sjaju zvijezde. Iz promjera slika zvijezda dobije se površina pa se može nacrtati graf ovisnosti prividnog sjaja o površini. Iz baždarnog dijagrama se nakon izračunavanja površine slike nepoznate zvijezde dobije njen prividni sjaj. IRIS , An astronomical images processing software

Promjena polumjera zvijezde Zvijezdi polumjera R1 smanjuje se polumjer na R2… Po zakonu očuvanja momenta količine gibanja L1 = L2 ; I1 ·ω1 = I2 ·ω2 Smanjenjem polumjera smanjuje se moment tromosti , a povećava kutna brzina. (2/5)·M·R12·( v1/R1) = (2/5)·M·R22·( v2/R2) Slijedi : R1·v1 = R2·v2 R1·( 2 ·R1·π/T1 ) = R2·( 2 ·R2·π/T2 ) R12 / T1 = R22 / T2  

Određivanje udaljenosti galaksije H.S. Leavitt Određivanje udaljenosti galaksije 1. pronaći u njoj cefeidu m izmjeriti prividnu zvjezdanu veličinu m 3. mjeriti sjaj cefeide u vremenu, odrediti period pulsacija P M log P 4. s grafa M=f(P) očitati apsolutnu zvjezdanu veličinu M 5. iz relacije - izračunati r M = m + 5 ­ 5 log r pc

MIRIDE ( po zvijezdi Mira Ceti) pulsirajući promjenljive zvijezde dugog perioda ( mjeseci , godine ) veledivovi niske temperature Mira Ceti pri najvećem sjaju je m = 2 , a pri najmanjem se može neuočiti  

Što su novae?

NOVE ZVIJEZDE -od vremena do vremena pojavi se na nebu zvijezda koju se prije nije vidjelo -u kratkom roku sjaj zvijezde se povećao tisuće puta , a kroz nekoliko mjeseci se vrati na početni sjaj

m vrijeme

NOVE Nova se zvijezda sastoji od dvije zvijezde između kojih struji plin . atmosfera veće zvijezde prelazi u manju . Manja je bijeli patuljak . U bijelom patuljku pridošli plin (vodik) se pretvara u helij pa nakon nekog vremena nastupi eksplozija . Poslije eksplozije tvar se i dalje nastavlja prenositi do slijedeće eksplozije …  

SUPERNOVE sjaj im se poveća mnogo više nego kod novih . -javljaju se rjeđe nego nove -ako je u jezgri jako masivne zvijezde u termonuklearnoj fuziji došlo do željeza , tlak u jezgri pada , središte zvijezde se uruši , a atmosfera odlijeće u svemir. Od atmosfere preostaje samo maglica

SUPERNOVE Primjeri : Rakovica ( M1 u Biku ) , eksplozija u 1054. god.- vidjeli kineski astronomi 1571. g. – Tycho Brache 1601.g. – Johannes Kepler 1901.g. - nova u Perzeju 1987.g- - u Velikom Magelanovom oblaku  

Što ostaje nakon eksplozije supernove ? 1)neutronska zvijezda – polumjera 10-ak kilometara koja brzo rotira ( stotinjak puta u sekundi). Neke neutronske zvijezde se vide kao pulsari . Prvi puta su otkriveni 1967.g. ( A. Hewish- engleski radio-astronom ) 2)crna jama –objekti jako malih dimenzija , a jako velike gustoće . Niti elektromagnetsko zračenje ih ne može napustiti .

CRNA RUPA Crna rupa je nebesko tijelo koncentrirano od mase s gravitaciskim poljem tako jakim da čak i izlazna brzina iz najbližih točaka prekoračuje brzinu svijetlosti. To znači da ništa, pa čak ni svjetlost, ne može izaći iz njene gravitacije,te joj otuda i naziv crna rupa. Teoretski crne rupe mogu biti bilo koje veličine, od mikroskopskih do onih veličine Svemira. Crne rupe iziskuju opći relativistički koncept zakrivljenog prostora-vremena (prostorno vremenskog kontinuuma), a njihove najuočljivije karakteristike se oslanjaju na izobličenje (distorziju) geometrije prostora koji ih okružuju.

Schwarzschildov polumjer polumjer karakterističan za crne rupe Polumjer tijela mase M koje se zbog gravitacijskih sila urušilo do te mjere da više nikakve sile ne mogu spriječiti njegovo daljnje urušavanje. Niti svjetlost u tim uvjetima ne može napustiti tijelo.

Schwarzschildov polumjer - izvod

Crna rupa zapravo je nevidljiva jer guta svjetlost Crna rupa zapravo je nevidljiva jer guta svjetlost. Kako bi astronomi otkrili postojanje crne rupe moraju proučavati okolne zvijezde tj. njihovo gibanje. Tamo gdje se nalazi crna rupa zvijezde se oko nje gibaju znatno brže nego u prostorima gdje crne rupe nisu prisutne. U galaktici blizu naše Mliječne staze otkrivena je prva super masivna crna rupa. Znanstvenici su super masivne crne rupe nakon toga pronašli u još niz galaksija i time zaključili da se super masivne crne rupe nalaze u gotovo svim galaksijama. Ubrzo je otkriveno da se i u središtu naše galaksije Mliječne staze nalazi super masivna crna rupa mase 2 milijuna puta veća od mase Sunca. Daljnja istraživanja pokazala su da se crne rupe nalaze u svim galaksijama. Crna rupa sastavni je dio svake galaksije, te čini 0.5% njene mase. Crna rupa također utječe i na sigmu (brzina kruženja zvijezda na rubu galaksije). Što je veća masa crne rupe, brzina sigme je brža. Njihova povezanost ukazuje da su u prošlosti crne rupe i sigme bile blisko povezane. Do nedavno znanstvenici su mislili da su galaksije i zvijezde nastale sažimanjem plina, no novija istraživanja pokazuju da su crne rupe utjecale na stvaranje i razvoj galaksija. Nastale su urušavanjem velikog oblaka plina, te su nakon nastajanja vitlale velike količine plina i stvorile zvijezde i samu galaksiju.

Zvijezda u gravitacijskom polju crne rupe Iz : Fcp = Fg m·v2/r = G·m·M/r2 Slijedi : M = r·v2/ G Zapaža se Dopplerov učinak u obliku periodičnog pomaka prema crvenom(udaljavanje) i modrom (približavanje). z = v/c = ∆λ/ λ v = c·∆λ/ λ , ( 1) v = 2· r ·π / T , (2)   m Udaljavanje : λ1 = λ + ∆λ Približavanje : λ2 = λ - ∆λ λ1 - λ2 = 2·∆λ

PROMJENLJIVE ZVIJEZDE GRUPA KLASA TIP Tip I - Klasične Tip II – W Virginis Cefeide RR Lyrae RV Tauri Dugoperiodičke PERIODIČKI PROMJENLJIVE Mire Polupravilne INTRINZIČNO Supernove Nove Povratne nove Patuljaste nove Simbiotske R Coronae Borealis ERUPTIVNE (KATAKLIZMIČKE EKSPLOZIVNE) PROMJENLJIVE ZVIJEZDE POMRČINSKE DVOJNE EKSTRINZIČNO ROTIRAJUĆE PROMJENLJIVE http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/variable_types.html#