Zvaigznes: strukt ura un evol ucija. 2. dal .a. · u Zvaigºnevol ucija p ec galven as sec bas u...

Zvaigºn�u evolucija pec galvenas sec�basZvaigºn�u evolucijas beigu stadijas: M < 8M�Zvaigºn�u evolucijas beigu stadijas: M > 8M�

Zvaigznes: struktura un evolucija. 2. dal.a.Astronomija un astro�zika, kurss 3F studentiem, 2009

Ilgonis Vilks un Dmitrijs Docenko

November 10, 2009

Ilgonis Vilks un Dmitrijs Docenko Zvaigznes: struktura un evolucija. 2. dal.a.


Lekcijas plans

1 Zvaigºn�u evolucija pec galvenas sec�basMilºu un parmilºu zvaigznes: procesi kodolosProcesi zvaigºn�u apvalkos: vej², starojuma spiediensMain�zvaigznes

2 Zvaigºn�u evolucijas beigu stadijas: M < 8M�Apvalka nome²anaBaltie punduri

3 Zvaigºn�u evolucijas beigu stadijas: M > 8M�Kodola kolapses parnovasGamma-staru uzliesmojumiNeitronzvaigznes, pulsari un melnie caurumi



Milºu un parmilºu zvaigznes: procesi kodolosProcesi zvaigºn�u apvalkos: vej², starojuma spiediensMain�zvaigznes

Outline







Herc²prunga-Rasela diagramma

Uz galvenas sec�bas notiekuden�raºa deg²ana helija

Musdienu zvaigznes tas notiekdivos veidos

pp cikls (zvaigznes arM < 1.4M⊙)CNO cikls (zvaigznes arM > 1.4M⊙)

Saule CNO cikls raºo ap 1% noenergijas




Noie²ana no galvenas sec�bas

Zvaigzne kustas pa sarkanomilºu zaru l�dz helijauzliesmojumam, kad tieksasniegts maksimals spoºums

Tad sakas helija deg²ana centra,zvaigznes izmers samazinas

Uz horizontala milºu zarazvaigznes helijs deg, raºojotoglekli un skabekli




Helija kodols

Tr�s gad�jumi

Ja zvaigznes masa ir mazaka par 0.5M⊙, tad helijs neiedegas

Pec uden�raºa izdeg²anas zvaigznes apvalks tiek nomests un taleni atdziest: helija baltais punduris

Tiesa gan, ²o zvaigºn�u dz�ves laiks uz galvenas sec�bas ir ap

8×109gadu ·(

1

0.5

)2= 2.4×1010gadu, kas ir garaks par Visuma

vecumuTapec helija baltie punduri nepastav

Ja zvaigznes masa ir lielaka par 0.5M⊙, bet mazaka par2.5M⊙, tad pirms helijs iedegas, zvaigznes kodola spiediens irnodro²inats ar degenereto elektronu gazi

Zvaigznes kodola notiek spradzienveida helija uzliesmojums(helium �ash, ãåëèåâàÿ âñïûøêà)

Ja zvaigznes masa ir lielaka par 2.5M⊙, tad elektronu gazesdegeneracija nenotiek, helijs iedegas mier�gi




Degenereta gaze

Novertesim degeneretas elektronu gazes spiedienu.Ta avots ir elektronu kvantu daba (pec Pauli principa fermioninevar but viena stavokl�)�is spiediens pastav vienmer, bet parasti ir neieverojami mazs

Pec Heizenberga nenoteikt�bas principa, 4x14p1 ≥ h/2.Tatad, ja 4x ir arkart�gi mazs, tad elektronu 4p var but patlielaks par impulsu siltuma kust�bu del�!

Elektronu gaze pirma kl.ust degenereta, jo elektroniem irvismazakais impulss pie dotas kinetiskas energijas

Elektronu gazes spiediens P = 13nemev

2e no gazes kinetiskas

teorijas. Ievietojot ²aja izteiksme v = p/me un aizvietojot p ar4p = h/24x , kur 4x = (1/ne)1/3, iegusim

P = 13neme

p2

m2e

= h2

12men5/3e

Relativistiskai degeneretai gazei P ∼ n4/3e , to neizved�sim




Elektronu degeneracijas ietekme uz zvaigznes stabilitati

Tatad, degeneretas gazes spiediens nav atkar�gs notemperaturas!

Tas var izrais�t negat�vas sekas attiec�ba pret zvaigznesstabilitati

Ja kodolreakcijas notiek klasiska gaze, tad darbojas negat�vaatpakal.saite

Temperaturas paaugstinajums izraisa reakcijas tempapieaugumuPieaugot reakcijas tempam, pieaug energijas izdal�²anas vielaSavukart tas paaugstina temperaturu un gazes spiedienuGazes spiediena pieaugums liek vielai izplesties un adiabatiskiatdziest, l�dz tiek sasniegta spiediena balanse

Degenereta gaze spiediens nepieaug ar temperaturu, ²�atpakal.saite nedarbojas un kontroletas deg²anas vieta varnotikt spradziens




Helija uzliesmojums

Uden�radim degot, helija kodola masa arvien palielinasNoteikta br�d� (T = 108 K) sakas helija deg²ana, kas palielinaatomu temperaturu

Energijas izdal�²anas temps ir ε3α ∼ T 30!

Reakciju skaits atri pieaug, bet vielas spiediens uzreiznepieaug, jo spiedienu nodro²ina degenereta elektronu gaze.Spradziens turpinas l�dz termiskais spiediens nkT neparsniedzdegeneretas gazes spiedienu un iesledzas stabilizacijasmehanisms (zvaigznes kodols izple²as)Isa laika liela dal.a no helija tiek sadedzinata veidojot C un O.

Tas ir helija uzliesmojums

Zvaigzne izple²as, palielinot savu spoºumu, bet tas process navspradzienveid�gs, jo fotoniem ir nepiecie²ams gar² laiks, laiizietu no zvaigznes kodola




Noie²ana no galvenas sec�bas

Dz�ves laiks uz galvenas sec�bas:1M� � 9×109 gadu, 2.2M� �5×108 gadu, 15M� � 1×107

gadu

Dz�ves laiks uz sarkana milºuzara: 1M� � 1×109 gadu,2.2M� � 4×107 gadu, 15M� �1.5×106 gadu (posms l�dzsarkaniem parmilºiem)




He deg²anas kodolreakcijas

4He +4He +0.095MeV→8 Be + γ

Reakcija ir endotermiska, 0.1 MeV atbilst 109 K temperaturai,tapec reakcija sakas tikai pie 108 K temperaturasNestabils izotops, dz�ves laiks ap 10−16 sek, sadalas atpakal. uzdiviem 4He

Tapec nakama reakcija notiek tikai liela bl�vuma apstakl.os

8Be +4He→12 C + γ +7.280 MeV

Tapec C veido²anas reakcija tiek saukta par 3α-reakciju

NB! 3α-reakcijai ir gan temperaturas, gan ar� bl�vuma slieksnis

Kosmologiskas kodolsintezes laika netika sasniegts bl�vumaslieksnis un elementi, smagaki par 4He gandr�z neizveidojas




C utt. deg²ana milºos: α-process

Vienlaic�gi notiek ar� nakamas reakcijas12C +4He→16 O + γ +7.162 MeV16O +4He→20 Ne + γ +4.730 MeV20Ne +4He→24 Mg + γ +2.899 MeV24Mg +4He→28 Si + γ +16.401 MeV

O un smagako elementu deg²ana milºos notiek leni unneietekme kopejo energijas izdal�²anos tempu zvaigzne

Elementus, kas sastav no vesela 4He kodolu (α-dal�in�u) skaita,astro�zika sauc par α-elementiem

Tie ir C, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca un TiTo daudzums Visuma ir ieverojami lielaks par tuvu eso²iemelementiem ar nepara numuriem (piemeram, N, F, Na, Al, P)




Mas�vas (5M�) zvaigznes evolucija: iek²eja struktura




Mas�vas (5M�) zvaigznes evolucija: H-R diagramma

Avots: Kippenhahn & Weigert, Stellar structure and evolutionIlgonis Vilks un Dmitrijs Docenko Zvaigznes: struktura un evolucija. 2. dal.a.



Oglekl�a deg²ana lielas masas zvaigznes

Ja zvaigznes masa evolucijas sakuma neparsniedz 5M�, tadhelija deg²ana ir pedejais kodolsintezes process, kas tajasnotiek.

C un O savas lielakas kodolmasas del� sl�kst uz zvaigznes centruCentra izveidojas C un O kodols, apvalka deg helijsPa²as dz�ves beigas apskat�sim nedaudz velak

Ja zvaigznes masa evolucijas sakuma parsniedz 5M�, tadcentra temperatura var parsniegt 6×108 K un sakas oglekl.adeg²ana

12C +12C →

20Ne +4He23Na+p→20 Ne +4He23Mg +n24Mg + γ

�im procesam ε ∼ ρT 32




Dal.in�as un antidal.in�as

Pie temperaturam ar kartu 109 K dal.in�u kinetiska energija ir arkartu 100 keV.

1 eV atbilst 11604.5K≈ 104 K pec formulas E = kT

Atsevi²k�o dal.in�u sadursmes ta var parsniegt 2×511 keV, kas irpietiekams elektronu-pozitronu paru ra²anai

511 keV ir elektrona miera masas ekvivalents pec E = mc2

Iss teoretiskais ievads

Katrai dal.in�ai pastav antidal.in�a; ta var sakrist ar pa²u dal.in�uAntidal�in�ai ir tada pa²a masa ka dal�in�ai, bet ladin�² ir pretejsPiemeri: Elektrons (e−) un pozitrons (e+); protons unantiprotons; neitr�no un antineitr�no; fotons un fotons




Dal.in�as un antidal.in�as: 2

(Fizikals vakuums +) energija + reakcijas kanals � dal.in�a +antidal.in�a

Ja divu e− kinetiska energija ir pietiekami liela, sadursme tievar pazaudet ap 1 MeV energiju un izveidot e−+ e+ pari

Attiec�ba pret zvaigznem: jauna �fazu pareja�, jaunas iek²ejasbr�v�bas pakapes!Satuvojoties e− un e+, tie anihile.

Reakcijas rezultata to energija parver²as citos dal.in�u unantidal.in�u paros (fotoni vai neitr�no)Ja izdalas 2 fotoni, tad energijas un impulsa nezudam�baslikumu del� to energija ir vienada ar sakuma e− un e+ energiju.Rodas ta saukta 511 keV l�nija.

Dal.in�u un antidal.in�u pasaules, ir (gandr�z) identiskasRodas jautajums, kapec Visums sastav no dal�in�am: apskat�simkosmologijas ietvaros




Smagako elementu izveido²anas mas�vas zvaigznes

Pie temperaturas ap 109 K sak degt neons:20Ne + γ �16 O +4He

Pie ²�m temperaturam reakcija notiek abos virzienos; Ne un Oatomu skaits ir termodinamiska l�dzsvara pec Bolcman�asadal�juma

Talak akt�vi notiek α-procesa reakcijas, izveidojot 24Mg un28Si

Pie temperaturas ap 2×109 K sak degt skabeklis

16O +16O→

24Mg +24He28Si +4He31S +n31P +1H32S + γ

Ir redzams, ka kodolreakcijas sak notiks ar� ar energijaszudumiem, jo dal�in�as ir pietiekami karstas




Pedejas deg²anas stadijas

Temperaturai sasniedzot 4×109 K, notiek 28Si deg²ana(α-process), kas raºo 56Ni (14 He kodoli), kas sabruk uz 56Co,kas savukart sabruk uz 56Fe

Paraleli notiek daudzas citas reakcijas, kuras paradas citielementi un izotopi mazakos daudzumos

Dzelzs kodolam ir vislielaka saites energija uz vienu nuklonu (pvai n), tapec smagako elementu ra²anas var notikt tikai arenergijas zudumiemTiek partraukta zvaigznes stabilitates atpakal�saite: pieaugottemperaturai un bl�vumam, nepieaug energijas izdal�²anas

Energija tiek zaudeta ar� uz neitr�no rek�inaZvaigzne tiek sagrauta; apskat�sim velak

Katrs nakamais kodolreakcijas posms aizn�em �saku laiku: Sideg²ana aizn�em tikai daºas dienas!




Mas�vas zvaigznes iek²eja struktura




Procesi zvaigºn�u apvalkos

Ta ka kodolreakciju izmain�as zvaigºn�u centros notiek daudzatrak neka fotoni sasniedz zvaigznes virsmu, tad zvaigznesevoluciju var apskat�t atsevi²k�i tas kodola un apvalka

Tam sekme ar� liels zvaigºnu izmers, ka rezultata samazinasgravitacijas paatrinajumsBetelgeize: 20M�, 1000R�, g = 0.1 m/s2, v2k = 65 km/s

Apvalkos sak notikt jaunie procesi

Liela spoºuma del� zvaigzne var atri pazaudet masuMaza v2k del� sakas intens�vs vej²Daºas zvaigznes kl�ust par main�zvaigznem




Starojuma spiediens

Ja atoms absorbe fotonu ar impulsu E/c , tad ²is impulss ppariet atomamAtbilsto²i, uz apgaismotiem atomiem darbojas starojumaspiediensAprek�inasim starojuma spiedienu uz vielu ap zvaigzni

Gaismas plusma attaluma R no zvaigznes ir L/4πR2

Starojuma spiediens ir P = dFdS

= dpdSdt

= dEc dSdt

= L

4πR2c

Speks, kas darbojas uz vienu atomu ir Fst = Pσ , kur σ irabsorbcijas ²k�ersgriezums�k�ersgriezums tiek noteikts ar elementariem procesiem:

Tomsona izkliede (= Komptona izkliede, elastiga izkliede),

σTh = 8π

3

(e2

mec2

)2

= 6.65×10−29 m2

Diskretas parejas atomos (daudz lielaks σ !)Jonizacija




Edingtona spoºums

Ja starojuma spiediena rad�tais speks ir lielaks par gravitacijaspievilk²anas speku, tad masas m atoms sak kusteties prom nozvaigznes:

L4πR2c

σ > G MR2m, vai L > 4πGMc× m

σ

�is kritiskais spoºums tiek saukts par Edingtona spoºumuLEd

NB! Edingtona spoºums nav atkar�gs no attaluma nozvaigznes!Ja L> LEd , tad viela sak kusteties prom no zvaigznes:zvaigzne atri zaude masu

Minimals absorbcijas ²k�ersgriezums ir σTh. Tapec

LEd < LEd ,max = 4πGMc× mp

σTh= 1.3×1031W

(MM�

)Saulei L = 4×1026 W, t.i. LEd ,max = 3.3×104L�

(MM�

)Ilgonis Vilks un Dmitrijs Docenko Zvaigznes: struktura un evolucija. 2. dal.a.



Edingtona spoºums: piez�mes

Ja viela ir vairaku veidu atomi un joni, tad mσ→ ∑nimi

∑niσi, kur n

ir dal�in�u koncentracija, i numure to veidus

LEd var netie²i but atkar�gs no R , jo T = f (R) un σ = f (T )

Jo mazaka ir jonizacijas pakape, jo vairak optisko pareju iratomos un jo lielaks ir σ

Galveno ieguld�jumu absorbcijas ²k�ersgriezuma σ zvaigºn�uatmosferas dod optiskas parejas metalu (Z > 2) atomos unjonos, tapec Edingtona spoºums ir atkar�gs ar� no vielask��miska sastava

Reals spoºums var parsniegt Edingtona spoºumu, ja viela apsp�do²o k�ermeni ir sadal�ta nehomogeni (piemeram, akrecijasdiska gad�juma)




Zvaigºn�u vej²

Mas�vas zvaigznes savas evolucijas gaita zaude lielu dal�u nosavas masas zvaigznes veja un termisko oscilaciju del�

Ja zvaigznes sakotneja masa (t.i. uz galvenas sec�bas) ir 1 M�,tad helija deg²anas beigas (asimptotiska milºu zara - AGB -aug²punkta) masa ir 0.6 M�Ja sakotneja masa ir 8 M�, tad pec He deg²anas masa ir 0.8M�

Izmesta viela atgrieºas starpzvaigºn�u vide un bagatina to arsmagiem k��miskiem elementiem gazes un putekl�u veida

Pamata avots starpzvaigºn�u putekl�iem




Zvaigºn�u vej² no O zvaigznes: NGC7635




Milºu zvaigºn�u vej²: piemeri

Milºu zvaigºn�u veja avots ir starojuma spiediens: �metalu�atomi absorbe fotonus un sadursmes pardala impulsu starpvisu veidu atomiem.

O, B un WR (Volfa-Raje) tipu zvaigznes (M > 10M�)intens�va starojuma del� masas zaudejumi veja del� sasniegz l�dzpat (1−5)×10−5M� gada, veja atrums sasniedz 2000 km/s

Volfa-Raje (Wolf-Rayet, WR) zvaigznes tiek de�netas pecstipram platam emisijas l�nijam, kas veidojas veja lielastemperaturas apstakl�os. Temperatura ir ap (25-50) kK, masavirs 20M�. Vela evolucijas stadija zvaigznem, kas pieder Otipam uz galvenas sec�bas

Parmilºu zvaigznem veja atrums ir ap 20 km/s, bet masaszaudejumi l�dz 10−6M� gada.




Volfa-Raje zvaigzne WR 136




Miras (o Cet) masas zudumi: aste

Uzn�emums UV gaisma, kur var redzet pazaudetas vielas �asti�,kuras iemesls ir atra Miras kust�ba caur starpzvaigºn�u gazi (130km/s). Mira ir M7III tipa zvaigzne uz AGB.




Gulbja P (P Cygni) tipa spektrall�nijas

Stiprs zvaigznes vej²ietekme tas spektru

Absorbcija cel�a uzmums: nob�de uzzilo pusi

Emisija visa vejaapjoma: simetriskal�nija

Summa: emisijanob�d�ta uz sarkanopusi no absorbcijas




Main�zvaigznes

Sauksim par main�zvaigznem tas zvaigznes, kas stipri mainasavu spoºumu




Gara perioda main�zvaigznes: Mir�das

Mir�das

Sarkanie milºi un parmilºi: L∼ (101−104)L�, T ∼ 3000 K(Mirai L∼ 103L�)Masa l�dz 2M� (Mirai 1.2M�)Gar² periods: vairak par 100 dienam (Mirai 300 dienas)Lielas spoºuma main�as: vairak par 1m (Mirai 5m-7m redzamagaisma, 2m infrasarkana)




Gara perioda main�zvaigznes

Main�gums ir saist�ts ar zvaigznes parametru izmain�u:zvaigznes saspieºas un izple²as (atbilsto²i mainas zvaigznesspoºums un temperatura)Izple²anas faze dal�a no vielas tiek zaudeta £aulasJa masas zaudejumi ir lieli, tad atdziesto²a viela varkondenseties un izveidot putekl�us ap zvaigzniDaºreiz tas ar� izraisa zvaigznes main�gumu, jo nelieli putekl�umakon�i var to gaismu dal�eji aizsegt: pusregularas unneregularas main�zvaigznes




H-R diagramma: main�zvaigznes

Uz H-R diagrammasmain�zvaigznes ar� izvietojasgrupas

LPV: long period variablesLBV: Luminous BlueVariable (106L�!)YHG: yellow hypergiantsRR: Liras RR tipaBL (Her), W (Vir), RV(Cet): l�dz�gas cefe�dam

Cefe�das, RR Liras undaudzas citas main�zvaigznesatrodas ta saukta�nestabilitates josla�




Zvaigznes oscilacijas �pa²frekvence

Nestabilitates josla notiek radialas zvaigznes virsmas svarst�bas

Var izrakst�t hidrostatiska l�dzsvara vienadojumu, pieliekot klatvielas kust�bu un izvest radialo svarst�bu vienadojumu.Rezultats: ω2 = 3

4π(3γ−4)Gρ , tatad periods P ∼ (Gρ)−1/2.

L∼M3 (galvenai sec�bai), L∼ R2, tatadP ∼ ρ−1/2 ∼ (M/R3)−1/2 ∼ L(−1/3+3/2)/2 ∼ L7/12 un spoºumsM =−2.5 lgL+C ≈−4 lgP +C ′

Cefe�dam tiek noverota sekojo²a spoºuma un perioda sakar�ba:M =−2.7 lgPdienas −1.6

Pien�emums: adiabatiskas oscilacijas, t.i. starp zvaigznesslan�iem nenotiek siltuma apmain�a

Ja siltuma apmain�a pastav, oscilacijas tiek slapetas:maksimalas saspie²anas un temperaturas faze siltums tiekizstarots stiprak, samazinot oscilaciju amplitudu




Nestabilitates josla: κ-mehanisms

Tikai nestabilitates josla pastav mehanisms, kas izvirzazvaigzni no l�dzsvaraIemesls ir necaursp�d�bas koe�cienta κ atkar�ba notemperaturas: pie H jonizacijas temperaturas (zvaigznes atbilstap 1×104 K) necaursp�d�bai ir maksimumsOscilacijas fazes ²� κ-mehanisma gad�juma ir sekojo²as

Maksimalas saspie²anas laika κ pieaug, samazinot siltumaplusmu no zvaigznes centra uz arieni: siltums vel papildus tiekakumulets slan�Rezultata spiediens pieaug vairak, neka nepiecie²ams, laiatgrieztu zvaigzni sakumstavokl�Izple²oties, temperatura samazinas, bet mazaka κ del� vairaksiltuma aiziet no slan�a, samazinot spiedienu vairak nekaadiabatiskas izple²anas gad�jumaZvaigznes oscilacijas amplituda pieaug!

Visas zvaigznes nestabilitates josla pulseIlgonis Vilks un Dmitrijs Docenko Zvaigznes: struktura un evolucija. 2. dal.a.



Nestabilitates josla un evolucijas treki

Savas dz�ves laika visaszvaigznes masas diapazonastarp 1.5M� un 15M� izietcaur nestabilitates joslu

Pie augstakam temperaturamir redzama otra nestabiltatesjosla, kas atbilst Hejonizacijas temperaturaizvaigºn�u apvalkos




Cefe�das

Praktiski l�oti svar�gs zvaigºn�u tipsLiels spoºums (redzamas talu)Periods �ss (daºas dienas) un cie²i saist�ts ar absoluto spoºumuBieºi sastopamas zvaigznes (ar� zvaigºn�u kopas)Tadejadi atl�auj noteikt attalumus l�dz zvaigºn�u kopam (un patcitam galaktikam)

Vesture: tie²i P−T sakar�ba l�ava noteikt attalumu l�dzAndromedas �miglajam� un noteikt, ka tas atrodas arpus musuGalaktikas




Cefeja δ spoºuma l�kne




RR Liras tipa main�zvaigznes




Spoºas zilganas main�zvaigznes

Pariesim pie spoºakam zvaigznem: LBV, luminous bluevariables, spoºas zilganas main�zvaigznes

L�oti retas zvaigznes, jo dz�ves laiks ²aja evolucijas stadija irarkart�gi �ss

Starjauda l�dz (1−5)×106L�Masa ap (50−150)M�LBV fazes ilgums ap 104−106 gadu

Zvaigznes atri zaude masu veja, daºreiz ir noverojamas lielasspoºuma main�as

Zinamas ap 15 tadas zvaigznes: K��l�a η (η Car), Pistoleszvaigzne, Gulbja P (P Cyg), Dienvidu Zivs S (S Dor), ...




K��l�a η

Atri rotejo²amzvaigznem lens vej²(faktiski izmesta vielaarpus uzliesmojumiem)ir bl�vaks pie ekvatora

Rezultatauzliesmojuma izmestas£aulas materials pieekvatora tiek stiprakbremzets, un £aula irizstiepta zvaigznes poluvirziena



Apvalka nome²anaBaltie punduri

Outline







Evolucijas beigas

Kodolreakcijas nevar nodro²inat energiju zvaigznem bezgal�giilgi

Ja sakotneja zvaigznes masa uz galvenas sec�ba bija mazakapar 8M⊙ (97% no visam zvaigznem), tad pec AGB stadijas(M < 1.4M�) zvaigzne nomet savu apvalku (un 104 gadu laikair noverojama ka planetarais miglajs), un paliek baltaispunduris

Ja sakotneja masa bija lielaka par 8M⊙, tad zvaigzne iet bojaparnovas spradziena, un ir iespejami divi varianti

Pec AGB M < 3M�: izveidojas neitronzvaigznePec AGB M > 3M�: izveidojas melnais caurums

Apskat�sim ²os variantus pec kartas




Mazas masas zvaigznes

Msakuma < 0.5M�: helijs neiedegas (bet dz�ves laiks uzgalvenas sec�bas >40 Gyr)

Msakuma > 0.7M�: dz�ves laiks mazaks par Visuma vecumu

Lielakas masas zvaigznes AGB laika izveido C/O kodolu, Heun H deg²anu slan�osKad He tikko var degt, AGB zvaigznes notiek termiskasoscilacijas (thermal pulses), l�dz�gi ka svecei

Kad temperatura He dego²a slan� krit, ta deg²ana apstajasStarjaudas samazina²anas ved pie zvaigznes apvalkasaspie²anas, kas noved pie H deg²anasH deg²ana raºo He, kas dod vielu He deg²anaiSakas He deg²ana, zvaigznes apvalks izple²as un H deg²anaapstajasTermisko oscilaciju ilgums ir ap 102−103 gadiem, laiks starptiem ap 104−105 gadu




Planetaro miglaju izveido²anas

He deg²anai tuvojoties beigam, termiskas oscilacijas notiek ararvien lielaku amplitudu un noved ar� pie zvaigznes masaszaudejumiem

Pedeja reize tiek nomesta visa £aula, kas sastav galvenokart noH un He un centra paliek karsts C/O kodols

Kad nomesta £aula kl�ust caursp�d�ga priek² redzamas gaismas,kl�ust redzams kodola starojums: temperatura ap 2×105 K

Kodola vairs nonotiek kodolreakcijas un tas leni atdziest

Ta ka kodols tiek uzturets ar degenereto elektronu spiedienu,ta izmers nav atkar�gs no temperaturas: uz H-R diagrammaszvaigzne kustas pa vienada izmera taisni

Paliku²o C/O kodolu sauc par balto punduru




Saules evolucijas treks




Planetarie miglaji: Abell 39




Planetarie miglaji: vairak attelu




Planetarie miglaji: �zika

Nosaukums ir vesturisks: teleskopa nav l�dz�gas zvaigznem, betplanetam�aula attalinas no zvaigznes kodola ar atrumu 10-30 km/sPlanetaro miglaju izmers sasniedz 0.1-0.3 pcKodola augsta temperatura nodro²ina UV fotonus, kas uztur£aulas augstu jonizaciju (atomi 1-3 reizes jonizeti) pie relat�vinelielam temperaturam (tipiski 104 K)

Ta saukta fotojonizeta plazmaPlanetaros miglajos ir skaidri noverojama jonizacijas pakapesatkar�ba no attaluma l�dz centralai zvaigznei

Kodols leni atdziest un pec 104 gadu ta temperaturasamazinas tiktal, ka nomesta £aula rekombine un vairs nedodrakstur�go optisko starojumu

Zinams ap 3000 planetaro miglaju




Planetarie miglaji: M57 bezspraugas spektrs

NB! He II l�nija miglaja izmers ir mazaks!Ilgonis Vilks un Dmitrijs Docenko Zvaigznes: struktura un evolucija. 2. dal.a.



Planetarie miglaji: spektrs

Emisijas l�niju spektrs: optiski plana vide

No sakuma nevareja identi�cet rakstur�go l�niju dubletu pie495.7 un 500.7 nm un pien�ema, ka ta nak no jauna elementa:nebulija. Velak (1923.g.) identi�ceja to ar [O III] spektru.




Aizliegtas spektrall�nijas

Uzn�emot O III spektru laboratorija,nekadas l�nijas pie 500.7 nm nebus

Ta£u astronomija tas pats jons dod cituspektru arkart�gi zema bl�vuma del�

Ierosinata O++ jona spontans dz�ves laiks uz 2s22p2

kon�guracijas 1D2 l�men�a ir ap 40 sek. Ja laiks starp jonasadursmem ar citam dal�in�am ir daudz mazaks, tad neelast�gassadursmes maina atoma stavokli un l�nija netiek izstarota

Laiks ap 1 sek starp sadursmem aptuveni atbilst dal�in�ukoncentracijai ap 105−106 cm−3

NB: Aizliegtas l�nijas ir redzamas ar� no polarblazmam




Aizliegtas spektrall�nijas: pielietojums astro�zika

Aizliegtas l�nijas ir galvenais instruments difuzas plazmasdiagnostika

Intensitate ir atkar�ga no bl�vuma, temperaturas

Noverojot vairakas aizliegtas l�nijas, var noteikt abusparametrus, ka ar� plazmas k��misko sastavu, ierosino²a spektraformu utt.Ipa²i informat�vas priek² plazmas diagnostikas ir viena un tapa²a jona l�niju attiec�bas




Baltie punduri: �zikalie parametri

Masa: parasti 0.5-1.0 M�

Virsmas temperatura: parasti (8−20)×103 K, daºiem ap4000 K

Atdzi²anas laiks ap 1010 gadu

Absoluts zvaigºn�lielums: 9m−14m

Temperatura centra: ap 108 KIzmers: ap 104 km

Bl�vums ap 106 g/cm3

Sastavs: ogleklis, skabeklis

Ir daºi O-Ne-Mg no (5−8)M� masas zvaigznemIr daºi He no cie²am dubultsistemam

Virsmas sastavs: uden�radis (k��miska segregacija), atmosferasbiezums ap 50 km




Baltie punduri: piemeri

Ap 6% no tuvamzvaigznem

Piemers: Siriuss B




Baltie punduri: M-R sakar�ba

Kinetiska energija (te j ir jonizacijas pakape, j = Ne/Nat)

Ekin = εkin,eNe = p2

2meNe = h2n

2/3e

8me/Ne =

{Ne = M

µmpj

ne = Ne/V

}=

h2

8(4π/3)2/3µmemp

j M5/3

R2

Potenciala energija

Epot = 35G

M2

R

L�dzsvara tiem ir jabut aptuveni vienadam

k1M2

R= k2

M5/3

R2 , no kurienes R ∼M−1/3

Relativistisko efektu rezultata pie lieliem bl�vumiem Ekin neaugtik strauji, un pie gal�gas masas (�andrasekara robeºa, ap1.4M�) balta pundura l�dzsvara izmers ir nulle.




Baltie punduri: M-R sakar�ba, gra�ks

Ta£u izveidojoties baltiem punduriem, to masa ir vienmer mazakapar aptuveni 1.0-1.2M�



Kodola kolapses parnovasGamma-staru uzliesmojumiNeitronzvaigznes, pulsari un melnie caurumi

Outline







Lielakas masas zvaigºn�u dz�ves beigas

Mas�vas zvaigznes zaude masu veja un uzliesmojumos.

Ja zvaigznes sakotneja masa parsniedz 25M�, tad vejarezultata viss uden�raºa apvalks tiek nomests evolucijas gaita:zvaigzne sak piederet Volfa-Raje (WR) tipam

20M� zvaigznes evolucija

Deg Tc , K ρ, g/cm3 zudumi t, gadu produkti kodols pec

H 3×107 1 γ 107 He 10M�He 2×108 500 γ 106 C, O 6M�C 6×108 106 ν 103 Ne, Mg 5M�Ne 1.2×109 107 ν 10 Mg, Si 3M�O 2×109 108 ν 1 Si, S 2M�Si 3×109 109 ν dienas Fe, Ni 1.5M�




Energijas zudumi pedejas evolucijas stadijas

Kad temperatura parsniedz 109 K, sadursmes energija sakparversties elektronu-pozitronu paros un tie savukart parver²asneitr�no un antineitr�no paros

γ + γ�e+ + e−� νe + νe

Neitr�no l�oti vaji mijiedarbojas ar materiju, tapec visaszvaigznes optiskais dzil�ums priek² tam ir mazsTie br�vi iziet ara no zvaigznes un aiznes energiju tie²i no tacentraLai pretoties zvaigznes arejo slan�u spiedienam, centra arvienpieaug temperaturaTas palielina kodolreakciju atrumu, bet ar� energijas zudumuscaur neitr�noJebkura gad�juma energijas krajumi zvaigzne beidzas




Zvaigznes kolapses sakums

Kad energijas izdal�²anas temps centra kl�ust nepietiekams, lainodro²inatu spieidena balansi, sak notiks zvaigznes kodolakolapse uz centru

Atceramies, ka br�vas kri²anas laika skala ir t� ∼ (Gρ)−1/2,tatad apvalka kri²anas laiks ir par vairakam kartam garaks parkodola kri²anas laiku

Tas palielina spiedienu un temperaturu centra, rezultata

Palielinas energijas zudumi caur neitr�noLiela spiediena elektroni tiek iespiesti kodolos: e−+p→ n+ νe

Pie T ≈ 1011 K sadursmes ar energetiskiem fotoniem sadalasdzelzs un helija atomi , kas ar� aiznes siltuma energiju

56Fe� 134He+4n−124 MeV4He� 2p+2n−28 MeV

Zvaigznes kodols br�vi kr�t uz zvaigznes centru




Zvaigznes kolapse

Kad bl�vums sasniedz 1012 g/cm3, vairakums protonu jauparvetras neitronos un neitr�noOptiskais biezums priek² neitr�no kl�ust liels (!) un tie sak sild�tzvaigznes kodola arejas dal�asPie bl�vuma 1014 g/cm3 (atomu kodola bl�vums!) sasnieg²anastalako saspie²anu apstadina neitronu degeneracijas spiediens

Ja kodola masa Mkodola . 2M�, tad tas ir iespejams unizveidojas neitronzvaigznePreteja gad�juma izveidojas melnais caurums

(Proto)-neitronzvaigznes izveido²anas gad�juma kr�to²a vielauz tas virsmas momentani apstajasIzveidojas triecienvilnis, kas kustas ara no zvaigznes centraTas dod kinetisko energiju arejiem zvaigznes slan�iem, karezultata tie tiek izmestiTa ir kodola kolapses parnova




Kodola kolapses parnova: shema




Kodola kolapses parnovas

NB! Visi aprakst�tie akt�vi procesi kodola ilgst 10-100 msek!Lielas temperaturas un bl�vuma apstakl�os atri sak notiktdaºadas kodolreakcijasMilz�gs neitronu daudzums sak bombardet kodolus unpievienoties tam, izveidojot arvien smagakus elementus l�dz paturanam (Z=92)Kodoli, kuri bija nestabili, jo tajos bija parak daudz neitronu,velak sabruk β -sabrukuma rezultata (kodola ietvarosn→ p+ e−+ νe)Spradziena energijas veida izdalas 1053 erg = 1046 J, kas irekvivalents 1029 = 0.05M� kg

99% no energijas aiziet neitr�no90% no paliku²as energijas aiziet triecienvil�n�a kinetiska energijaTikai 0.1% aiziet redzama gaisma

Tik un ta parnovas kl�ust tikpat spoºas ka vesela galaktika!Ilgonis Vilks un Dmitrijs Docenko Zvaigznes: struktura un evolucija. 2. dal.a.



Parnova SN1987A

Parnova tika noverota 1987. gada Lielaja Magelana makon� (PienaCel�a pavadonis). Noverotas 9 neitr�no, kas pierada visparejo kodolakolapses modeli.




Parnova SN1994D galaktika NGC4526




Parnovu spoºuma l�knes

Divas stadijas:

Spoºuma palielinajums:L∼ t2 jo parnovaiizple²oties palielinas tasizmers pie konstantasvirsmas temperaturas

Spoºumasamazinajums: �aulakl�ust optiski plana;spoºumu nodro²inastarojuma mehanismi£aula




Kodolu kolapses parnovu spektri

Parnovas tiek klasi�cetas pec to optiskiemspektriem

NB! Gulbija P l�niju pro�li

1. tipa parnovam nav uden�raºa l�nijuspektros, 2. tipa parnovam ir.

1a tipa parnovam nav ar� helija l�niju, betir stipras sil�cija l�nijas

1b tipa parnovam ir stipras helija l�nijas

1c tipa parnovam sil�cija l�nijas ir vajakaspar dzelzs l�nijam

2. tipa parnovas sadala apak²klases 2b,2P, 2L, ... pec spoºuma l�knes




Parnovu spektrala klasi�kacija: �zika

L�nijas ir l�oti platas: lieli radialie atrumi

Redzam vaji jonizetus atomus: tikai areja atmosfera

Ir uden�raºa l�nijas: zvaigznei spradziena laika vel bija uden�raºaapvalks (sakotneja masa zem 20M�)

Nav uden�raºa l�niju: zvaigzne izgaja cauri Volfa-Raje fazei unnometa apvalku pirms spradziena

Nav uden�raºa un helija l�niju: veja aizlidoja ne tikai H, bet ar�He apvalks

1a tipa parnovas ir at²k�ir�gas: apskat�sim nedaudz velak




Pec kodola kolapses parnovas spradziena

Kodola kolapse vel joprojam nav piln�ba saprasts process: navzinams vielas stavokl�a vienadojums pie kolapsejo²a kodolaapstakl�iem

Pec pirmas kolapses sekundes, kad notiek visi procesi kodola,situacija ir daudz labak izprasta

Triecienvilnis kustas caur arejo zvaigznes apvalku, paatrinot tol�dz atrumiem ap 20000 km/s

Kad triecienvilnis iziet caur biju²as zvaigznes robeºu, tassadalas un dal�a no ta tiek atstarota un kustas (masaskoordinate) atpakal� caur zvaigznes vielu

Pec aptuveni 104−105 gadu parnovas spradziena izmesta vielapiln�ba samaisas ar starpzvaigºn�u vidi, bagatinot to ar smagiemelementiem (C, O, Ne, Si, S, Ar, Ca, ...)




Kodola kolapses parnovu paliekas: Kasiopeja A




Kasiopeja A rentgendiapazona




Kasiopeja A: infrasarkans, optiskais un rentgenstarojums




Gamma-staru uzliesmojumi: fenomenologija

Daºas reizes diena tiek noveroti ta saukti γ-staruuzliesmojumi (gamma-ray bursts, ãàììà-âñïëåñêè)Ilgums 10 msek l�dz daºam sekundemHomogeni sadal�ti pa debess sferu1997. gada tika pirmoreiz pieregistreta pecsp�de²ana(afterglow, ïîñëåñâå÷åíèå), kas atl�ava veikt talakus pet�jumus

Pecsp�de²anas optiskaja spektra noveroto spektrall�niju sarkananob�de pierada γ-staru uzliesmojumu kosmologisko dabuRedzam γ-staru uzliesmojumus no visa Visuma tilpuma!

Ir divas klases: ��sie� (zem 2 sek) un �garie� (virs 2 sek).�Isie� rodas saplustot kompaktiem objektiem(neitronzvaigznem, melniem caurumiem)�Garie� rodas mas�vo zvaigºn�u dz�ves beigas

Ir daºi gad�jumi, kad no viena objekta tika noverots γ-staruuzliesmojums un pec daºam dienam parnova




Gamma-staru uzliesmojumi: spoºuma l�knes




Kolapsara modelis (hipernova)

L�oti mas�vai zvaigznes ir atri rotejo²s kodolsKolapses rezultata centra atri izveidojas melnais caurums arakrecijas diskuAkrecijas temps ir milz�gs (1M�/sec) un no melna caurumapoliem veidojas struklas ar relativistisko materiju, kas izurbascauri kr�to²ai zvaigznes vielaiVielas atras kust�bas rezultata (Dopplera efekts) tas starojumstiek noverots γ-staru diapazonaγ-staru uzliesmojums ir kolimets (atveruma len�k�is ap 10 gradu)relativistiska sa²aurinajuma (beaming) efekta rezultata

Redzam tikai tos, kuru starojums ir versts uz mums

Uzliesmojuma mehanisms: iek²ejie un arejie triecienvil�n�i struklaIespejams, γ-staru uzliesmojums var notiks zvaigznem, kasmirst bez parnovas (t.i., triecienvilnim nepietiek energijas izietno zvaigznes kodola)




Gamma-staru uzliesmojumi: ilustracija




Neitronzvaigznes: parametru novertejums

Neitronzvaigznes no kolapses aptur degeneretas neitronu gazesspiediens un atgru²anas kodolspeki

Attalums starp dal�in�am ir kartu neitrona De Brolj� vil�n�agarums: λn = h

mnc≈ 1.3×10−15 m, kas atbilst bl�vumam

ρns = mn/(4πλ 3

n /3)≈ 2×1017 kg/m3

Ja neitronzvaigznei ir masa Mns = 2M�, tad ar tadu bl�vumutai ir izmers Rns = (Mns/(4πρns/3))1/3 ≈ 17 km

Otrais kosmiskais atrums uz virsmas irv2k =

√GMns/Rns ≈ 9×107 m/s = 0.3c

Sakar�ba v2k = c de�ne melno caurumu

Br�vas kri²anas paatrinajums ir g = GM/R2 ≈ 5×1011 m/s2

Ja virsmas temperatura ir 106 K, tad atmosferas augstumaskala ir h = kT/mpg ≈ 2 cm




Neitronzvaigznes struktura

Atmosferas augstums: ap 1 m,sastavs: p, α, e

Areja garoza: cieta, ja T zem106 K, sastavs: kodoli arneitronu parpalikumu, e

Iek²eja garoza: tas pats + br�voneitronu gaze

Zvaigznes kodols ir viens milz�gsatoms (neitronu un protonumais�jums; elektroni nodro²inaelektrisko neitralitati?)

Daºadas teorijas dod daºadus ²oslan�u biezumus




Pulsari ka neitronzvaigznes

Neitronzvaigznes tika teoretiski paredzetas 1930.-jos gados

1967. gada tika atklati pulsari � periodiska radiostarojumaavoti ar periodiem ap vienu sekundi

Rentgenstarojuma pulsari: apskat�sim nedaudz velak

Velak tika identi�cetas ar neitronzvaigznem, kururadiostarojums veidojas to magnetosferas

Mehanisms: sinhrotrona starojums stipra magnetiska lauka ap1012 G (108 T)

Pulsara periods ir ar� neitronzvaigznes apgrie²anas periods

�obr�d ir zinami ap 1800 pulsari, kuru periodi ir no 1.5 msekl�dz 8 sek

Radiopulsaru periods ar laiku leni samazinas




Pulsars: ilustracija




Pulsars Krabja miglaja centra




Dubultais pulsars: Ein²teina VRT pierad�jums

Sistema PSR J0737-3039 sastav no diviem pulsariem, kasaprin�k�o viens otru 2.4 stundu laika (attalums starpkomponentem 8×105 km, sal�dzinams ar Zemes un Menessattalumu)

Uz ta piemera tika pierad�ts, ka Ein²teina VRT, at²k�ir�ba nocitam teorijam, sekm�gi apraksta

Periastra precesiju (17 gradi gada)Orb�tas samazinasanos gravitacijas vil�n�u starojuma rezultataLaika gaitas palenina²anos gravitacijas laukaFotonu �palenina²anas� stipra gravitacijas laika (�apiro efekts)Relativistiska rotacijas ass precesija




Melnie caurumi

Ja zvaigznes kolapses laika proto-neitronzvaigznes masaparsniedz ta saukto Tolmana-Openheimera-Volkovarobeºu (aptuveni 2M�), tad neitronu degeneracijas spiediensnav pietiekams stabilitates nodro²ina²anai

Neitronzvaigzne kolapse un izveidojas melnais caurums

Matematiska de�n�cija: telpas apgabals, kur v2k > c

Izmers: �varc²ilda radiuss, mc2

2= G Mm

RS, no kurienes

RS = 2G M

c2




Melnie caurumi: 2

Ja tas izveidojas vela kolapses stadija, kas triecienvilnis jau tiekpalaists, tad tas neietekme parnovas spradzienu

Mas�vam zvaigznem (Msakuma > 50M�?) melnais caurums varizveidoties tik agri, ka triecienvilnim nepietiks energijas laiizrautos no zvaigznes: ta nomirs bez parnovas spradziena(failed supernova)

Izolets melnais caurums gandr�z nav noverojams

Izn�emums: gravitacijas mikroleco²ana

Melnie caurumi tiek noveroti cie²as dubultsistemas


Zvaigznes: strukt ura un evol ucija. 2. dal .a. · u Zvaigºnevol ucija p ec galven as sec bas u...

Documents

Transcript of Zvaigznes: strukt ura un evol ucija. 2. dal .a. · u Zvaigºnevol ucija p ec galven as sec bas u...