Budowa i ewolucja gwiazd

Nasza ocena:

5
Pobrań: 294
Wyświetleń: 5376
Komentarze: 0
Notatek.pl

Pobierz ten dokument za darmo

Podgląd dokumentu
Budowa i ewolucja gwiazd - strona 1 Budowa i ewolucja gwiazd - strona 2 Budowa i ewolucja gwiazd - strona 3

Fragment notatki:

Dokument ma 10 stron i porusza zagadnienia takie jak: materia, grawitacja, przestrzeń międzygwiazdowa, masa Słońca, detekcja neutrin, opis z gwiazd, analiza ruchów, paralaksa gwiazdy, Bessel i Rath,ruchy własne, masa gwiazd, gwiazdy podwójne, gwiazdy wielokrotne, paralaksa dynamiczna. Ponadto, notatka porusza zagadnienia takie jak: efekt Dopplera, badanie układów binarnych, promienie gwiazd, krzywa zmian jasności, magnitudo, temperatura gwiazd, typologia gwiazd, Ejnar Hertzsprung, Henry Russell, czerwone olbrzymy, ciąg główny karłów, nadolbrzymy, białe karły, ewolucja gwiazd, nukleosynteza, protogwiazda, supernova, gwiazdy neutronowe, pulsary, promień Schwarzschilda, czarna dziura.

Budowa i ewolucja gwiazd
 
Gwiazda jest to wielka ilość materii skupiona w bardzo ograniczonej przestrzeni na skutek działania sił antygrawitacji. Jedną z głównych przyczyn ewolucji gwiazdy, w dużej mierze uzależnionej od jej masy, jest bardzo silne emitowanie promieniowania w bardzo rozrzedzoną przestrzeń międzygwiazdową.
 
Materia, grawitacja i przestrzeń międzygwiazdowa 
Analiza widmowa promieniowania wysyłanego z powierzchni gwiazd pozwala określić ich skład chemiczny. Stwierdzono na tej podstawie, że gwiazdy naszej Galaktyki dzielą się na dwie populacje, które różnią się zarówno składem chemicznym, jak i swoim rozkładem w przestrzeni. Gwiazdy populacji II są ubogie w pierwiastki cięższe od helu. W porównaniu ze Słońcem mogą zawierać tysiąc razy mniej żelaza, można też spotkać takie, które nie mają go wcale. Gwiazdy populacji II tworzą zwykle gromady kuliste, które krążą dookoła Galaktyki na bardzo wydłużonych orbitach, spotyka się je również w jądrze galaktyki.
Gwiazdy populacji I są zlokalizowane głównie w ramionach spiralnych, które leżą w płaszczyźnie Galaktyki, nie spotyka się ich natomiast nigdy w gromadach kulistych. Zawierają ciężkie pierwiastki w ilościach porównywalnych ze Słońcem, które samo należy do populacji I. Wszystkie inne składy chemiczne zawierają się między tymi skrajnymi reprezentantami tych dwóch populacji.
Masy gwiazd są wielkościami trudnymi do bezpośrednich pomiarów. Pewni jesteśmy jedynie masy Słońca. Gromadzi ono około 2x1033g materii o następującym składzie:
1,4x1033g wodoru, 5,5x1032g helu, 6x1030g węgla, 2,2x1030g azotu, 1,9x1031g tlenu, 2,7x1031g pierwiastków cięższych.
Szczegółowe badania kilku ciasnych układów podwójnych pozwoliły określić z dokładnością do 20% masę około trzydziestu gwiazd. To bardzo mało.
Dane astronomiczne jednak ciągle się wzbogacają na pożytek przyszłych pokoleń dzięki pracom licznych astronomów. Stawka jest duża. Satelita Hippacros (który przebył zmienne koleje losu) miał określić ruchy stu tysięcy gwiazd z dokładnością większą niż jedna tysięczna sekundy kątowej. Pod koniec wieku liczba gwiazd, których masę poznamy bezpośrednio powinna być znacznie większa.
Na szczęście istnieje związek między jasnością i masą pewnego typu gwiazd, która pozwala oszacować masę gwiazd pojedynczych. Tymczasem zastosowanie tej zależności opiera się jak dotąd na małej liczbie bezpośrednich pomiarów. Dokładne określenie masy gwiazdy jest bardzo ważne, bo determinuje ona charakter i szybkość jej ewolucji.
 
Wniknąć w niedostępne obszary
 
Prawie wszystkie informacje o naturze i własnościach fizycznych gwiazd, jakimi dysponujemy, docierają do nas w postaci promieniowania. Nawet w najnowszych badaniach, to co możemy odczytać z informacji przesłanej przez gwiazdę, jest całkowicie zawarte w widmie elektromagnetycznym promien

(…)

… przez promieniowanie, odpowiada temperaturze panującej w połowie wysokości atmosfery gwiazdy.
Promieniowanie emitowane przez gwiazdę nie jest jednak identyczne z tym, jakie wysyłałoby ciało doskonale czarne umieszczone w idealnym piecu. Gwiazda jest bowiem obiektem otwartym. Różnica ta objawia się obecnością prążków w widmach gwiazd. Dowolny pierwiastek chemiczny jest zdolny do pochłaniania i reemisji fotonów…
… są cząstkami elementarnymi, których istnienie przewidział teoretycznie Wolfgang Pauli w 1933 roku. Cząstki te są produkowane w momencie przemiany neutronu w proton (lub na odwrót) podczas przemiany beta. Wykryto je dopiero dwadzieścia lat później. Stało się tak dlatego, że nie oddziaływują one prawie wcale z materią i dlatego detekcja ich jest bardzo utrudniona. W przeciwieństwie do promieniowania…
… ma dwie składowe. W rzeczywistości jednak każda z nich jest sama gwiazdą podwójną, a słabsza nawet potrójną. Mizar jest prawdopodobnie systemem pięcioskładnikowym. W prostych przypadkach ciasnych układów podwójnych zdarza się, że możemy obserwować ruchy orbitalne dwóch składowych. Zgodnie z prawami Keplera zakreślają one elipsy, a w jednym z ich ognisk znajduje się środek masy. Pomiar pozornej średnicy kątowej…
... zobacz całą notatkę

Komentarze użytkowników (0)

Zaloguj się, aby dodać komentarz