ZVIJEZDE I GALAKSIJE - NASTANAK I RAZVOJ

Παρουσίαση με θέμα: "ZVIJEZDE I GALAKSIJE - NASTANAK I RAZVOJ"— Μεταγράφημα παρουσίασης:

1 ZVIJEZDE I GALAKSIJE - NASTANAK I RAZVOJ

2 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.

3 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 ) .

4 FUZIJA VODIKA U 1. FAZI RAZVOJA ZVIJEZDE

5 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)

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

7 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.

8

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

10 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.

11 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.

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

13

14 Razvoj zvijezde ovisi o njenoj masi

15 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) .

16 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 .

17 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.

18 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 .

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

20 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 .

21 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

22 Ponovimo :

23 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

24 Pomrčinski promjenljive zvijezde

25 Pulsirajuće promjenljive zvijezde

26 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

27 Krivulja sjaja cefeida

28 Najpoznatije δ-cefeide

29 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

30 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

31 Što su novae?

32 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

33 m vrijeme

34 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 …

35 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

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

37 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 .

38 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.

39 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.

40 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

41 NAŠA GALAKSIJA – KUMOVSKA SLAMA -veliki sustav zvijezda i međuzvjezdane tvari u kojem je i naše Sunce . Starost Galaksije se procjenjuje na milijardi godina . Kad bismo mogli izaći izvan Galaksije vidjeli bismo da izgleda spiralnog oblika ( slično kao na slikama ) . Središte naše galaksije je u smjeru zviježđa Strijelac .

42

43

44

45 -Promjer naše Galaksije iznosi 105 godina svjetlosti .
-Galaksija ima središnji ispupčeni dio i mnogo spiralnih krakova . Od zvijezda sve svijetli . Zvijezde nisu preblizu jedna drugoj . -Sunce je u središnjoj ravnini Galaksije odmaknuto godina svjetlosti od središta Galaksije pa zato možemo imati crno noćno nebo . -Zvijezde se gibaju oko središta Galaksije . -Period obilaženja Sunca oko središta galaksije je 220·106 godina , a brzina oko 250 km/s.

46 Zvjezdani skupovi Radioastronomija i astronomija infracrvenog otkriva raspored materije u galaksiji . U spiralnim kracima Galaksije nailazimo na galaktičke ili otvorene skupove zvijezda. Skup čine zvijezde jednake starosti . U budućnosti skup će se raspasti . Primjer: Vlašići ( zviježđe Bik ) Zbijeni skupovi zvijezda – nalaze se oko središta Galaksije ; sadrže više milijuna zvijezda . starost im je kao i Galaksije

47 Vlašići ( Plejade ) Hijade

48

49 DRUGE GALAKSIJE Andromedina galaksija – najbliža susjedna galaksija koja se vidi prostim okom . Udaljena je 2,5·106 godina svjetlosti . Mali i Veliki Magellanov oblak – pratioci naše galaksije ; nepravilne galaksije U svemiru je mnoštvo galaksija ( spiralne , polužne , jajolike-eliptične , kuglaste , nepravilne ). Svih su veličina . Neke galaksije su nastale spajanjem više galaksija . Patuljaste galaksije imaju oko milijun zvijezda , prozirne su pa ih se teško uočava

50

51

52 Andromedina galaksija

53 NGC 1300 prečkasta ( polužna ) spiralna galaksija

54 Galaksija NGC 5128 ( zviježđe Kentaur )
-tri puta veća od naše -ima dva snažna izvora radio valova

55

56 Galaksija Točak -kroz galaksiju su prošle dvije male galaksije . Nakon toga se razbuktalo rađanje modrih divova .

57 SJAJ GALAKSIJA -naša Galaksija zrači 10 milijardi puta jače od Sunca
-prosječne eliptične galaksije zrače nekoliko puta više, a najveće i 10 puta više -kvazari zrače kao galaksija -Kvazari – nalaze se na najvećim udaljenostima, odašilju 1000 puta više zračenja, ali su po veličini manji =>možda razvojni stupanj galaksija -Signale primamo zračenjem koje se širi brzinom c, a slike nam pokazuju kako su objekti izgledali prije mnogo godina => ne znamo kako izgledaju ovog trenutka -Mnoge zvijezde koje vidimo možda više ni ne postoje, ali mi primamo elektromagnetske valove koje su prije odaslale

58 Zvijezde se zbog gravitacijskog privlačenja skupljaju u galaktike
Galaksije se skupljaju u jata galaksija Najdalja galaksija udaljena je više milijardi svjetlosnih godina,pa kad se proučava gleda se u njenu prošlost Naša galaksija je član Lokalnog superskupa Veliki skupovi su ravnomjerno raspoređeni pa se pretpostavlja da je tvar u Svemiru homogene gustoće

59 MJERENJE UDALJENOSTI GALAKSIJA
1. metodom paralakse – za najbliže zvijezde 2. pomoću određivanja njihovog sjaja ( cefeide)

60 BUDUĆNOST SVEMIRA

61 Gravitacijska kugla u širenju

62 v=vosl=√2GM / R M – masa kugle R – polumjer m – masa čestice
V – početna radijalna brzina G – Newtonova konstanta gravitacije vosl – druga kozmička => ČESTICA POČETNE BRZINE v NA POVRŠINI STATIČNE KUGLE  m R M

63 Kugla u širenju ◌ Kugla nije statična, homogeno se širi kao i čestica
◌ Kad bi se Sunce saželo u bijelog patuljka, pritom zadržalo svoju masu i dalje bi djelovala ista sila ◌ Čestica na površini kugle, da bi postigla beskonačnost mora imati brzinu veću ili jednaku od vosl  m M

64

65 Kritična gustoća svemira – uvjet za koji će širenje trajati beskonačno dugo =>odgovara gustoći od pet atoma vodika po kubičnom metru k=3H²/ 8G Ako je gustoća veća od kritične tad će u jednom trenutku širenje prestati Znanstvenici smatraju da će onda početi skupljanje svemira, a završna faza je tzv. “velika škripa” pa ponovno počinje velikim praskom  oscilirajući svemir

66 Omjer srednje gustoće  i kritične gustoće k uvodi se kao parametar :
  1 → svemir je otvoren   1 → svemir je zatvoren Pošto se svemir širi usporeno, bez obzira je li otvoren ili zatvoren, znači da se u prošlosti širio brže, znači da mu je početak u Hubbleovu vremenu i uzima se 2/3 tog vremena