Γένεση και εξέλιξη αστέρων Γιάννης Σειραδάκης Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης

Αρχές που διέπουν την αστρική εξέλιξη Εξισορρόπηση Βαρυτικής και θερμοδυναμικής πίεσης Συνεχής ακτινοβολία (2ο Θερμοδυναμικό αξίωμα) Απόσταση αστέρων: d =106 R (μη κοινωνικά όντα!) Αστρικός άνεμος. Ελάττωση μάζας Στην Κύρια Ακολουθία, οι αστέρες εξελίσσονται ελάχιστα 10-1 Mʘ < M 100 Mʘ 10-2 Rʘ R 103 Rʘ 2×103 K Teff 105 K 10-4 Lʘ L 106 Lʘ

Η οριακή φωτεινότητα του Eddington Για αστέρες μεγάλης μάζας, η πίεση της παραγόμενης ακτινοβολίας υπερβαίνει τη βαρυτική και τα εξωτερικά στρώματα αποτινάσσονται 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 Mmax ~ (2×104/(1+X))0.52 Μ . Με Χ = 0.7 Mmax ~ 140 Μ

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

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

Θερμοκρασία πυρηνικής καύσης Απαιτούμενη θερμοκρασία (106 K) Καύση 1 2D 10 H (κύκλος p-p) 3 6Li 20 H (κύκλος CNΟ) 4 7Li 200 4He 5 9Be 500 C, Ο 8 10Be 1000 μηχανισμοί-α(1) 11B 4000 μηχανισμοί-e(2)

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

Γένεση των αστέρων

Γένεση των αστέρων Αστέρες T-Tauri

Εξέλιξη των αστέρων Το διάγραμμα H-R T-Tauri

Γενικές παρατηρήσεις: Εξέλιξη των αστέρων Γενικές παρατηρήσεις: - Fβαρυτ = Fπίεσης (αερίου) - Εκπομπή ακτινοβολίας [διότι: Ταστ > 3Κ (=Τπεριβαλ)] - Μέση απόσταση, <r> >> 106 Rαστ (α Cen: 1.3 pc) - Υπάρχει αστρικός άνεμος, 10-5 Μ /έτος (Ήλιος 10-14) - Επί 3.5×109 έτη, ο Ήλιος δεν έχει μεταβληθεί - Μ=2 ×1033 gr, R =7×1010 cm, Teff=5800 K, T=5×109 έτη Ακραία όρια: Μ, R, Teff

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

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

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

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

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

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

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

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