Život hvězd Karel Smolek Ústav technické a experimentální fyziky, ČVUT
Slunce a jeho poloha v Galaxii • • • • •
Vzniklo před 4.6 miliardami let Bude svítit ještě 7 miliard let Leží asi 28 000 sv.l. od středu Galaxie Obíhá rychlostí 230 km·s-1 kolem středu Galaxie Jeden oběh vykoná za 230 miliónů let
Slunce
Základní parametry: • Hmotnost 1.989·1030 kg
(hmotnost Země: 5.98·1024 kg) • Průměr 1 400 000 km (Země: 12 756 km)
• Teplota povrchu 5 700 K (Země: 14.5 oC) • Teplota jádra 15 000 000 K (Země: 7 500 K) • Doba otáčení kolem osy: - 25 dnů rovník - 36 dnů póly • Průměrná hustota 1.4 g/cm3 (Země: 5.52 g/cm3) • Hustota výkonu 0.19 mW/kg • Celkový výkon 4·1026 W • Tok energie u Země 1.4 kW/m2 • Úniková rychlost 618 km/s (Země: 11.1 km·s-1) • Tíhové zrychlení 28 g (Země: 1g)
Chemické složení: • • • •
H He O C
92.1 % 7.8 % 0.061 % 0.03 % M83
2
Postavení naší Galaxie ve vesmíru • Galaxie se vyskytují velmi zřídka v prostoru izolovaně, většinou tvoří různě početné gravitačně vázané skupiny • Nejbližší galaxie jsou Velké (165 000 sv.l.) a Malé Magellanovo mračno (200 000 sv.l.)
Velké Magellanovo mračno
• Naše Galaxie je členem tzv. Místní skupiny, obsahující asi 30 galaxií a zaujímající prostor asi tří milionů světelných let. Největšími členy jsou naše Galaxie a spirální galaxie M 31 v Andromedě a M 33 v Trojúhelníku. Naše Galaxie má kolem sebe asi devět trpasličích galaxií a Andromeda dalších osm.
M31 – vzdálena 2.5·106 sv.l., průměr 150 000 sv.l.
3
Naše Místní skupina galaxií 1 1a 2 2a
M31 v Andromedě M33 Naše Galaxie LMC - Velké Magellanovo mračno 2b SML - Malé Magellanovo mračno
4
Kupy galaxií, supergalaxie • Galaxie dále tvoří struktury sestávající ze stovek až tisíců galaxií – kupy galaxií. • Kupy často ve své centrální části obsahují velkou eliptickou galaxii Kupa galaxií ve Vlasech Bereniky • Téměř každý objekt na fotografii je galaxií. • Obsahuje více než 3000 galaxií • Vzdálena 280 M sv.l. • Průměr 20 M sv.l.
Supergalaxie jsou seskupení kup galaxií, která se prostírají napříč vesmírem. Mezi nimi je vesmírná prázdnota vyplněná sporadickými galaxiemi. 5
Proč Slunce svítí • V roce 1920 Arthur Eddington (1882-1944) poprvé navrhl, že hvězdy mohou energii získávat z reakce slučování jader vodíku na jádra heliha. • V roce 1928 George Gamow (1904-1968) pomocí kvantové mechaniky popsal pravděpodobnost toho, že dvě jádra při dostatečném přiblížení překonají odpudivé elektrické síly a pomocí silné jaderné interakce vytvoří nové jádro. • V roce 1939 Hans Bethe (1906) analyzoval rozdílné reakce slučování vodíku na helium: pp-řetězec, CNO cyklus (byl uvažován již v roce 1938 v pracích Carl von Weizsäckera).
6
Slučování jader v jádru Slunce • Energie vyzařovaná Sluncem vzniká při termonukleárních reakcích v jeho jádru. • Každou sekundu se přibližně 700 milionů tun vodíku přemění na 695 milionů tun hélia a zbylých 5 milionů tun hmotnosti se přemění na energii (96% elektromagnetické záření, 4% odnášejí elektronová neutrina). • pp – řetězec
Teplota 5 700 K Hustota 0.001 g/cm3
Poloměr 200 000 km Teplota 15 000 000 K Hustota 130 g/cm3 (10x hustota olova) 7
Sluneční aktivita • Slunce je tvořeno horkou plazmou (směs volných elektronů a atomových jader) – elektricky vodivý materiál. • Elektrické proudy uvnitř slunce vytváří magnetické pole, které ovlivňuje sluneční aktivitu – zářivý výkon, kosmické záření (proud nabitých částic) jdoucí ze slunce, počet slunečních skvrn,… • Sluneční skvrna je místo na kde poruchy magnetického proudění plazmy přicházející z Toto místo je až o 2 000 stupňů
povrchu Slunce, pole zabraňují větších hloubek. chladnější.
• Velikost skvrn se pohybuje od několika set km až po cca 20 000 km. • Po vytvoření skvrny žijí od několika hodin až po několik měsíců. 8
Sluneční cykly • Sluneční aktivita se mění v různě dlouhých cyklech, které se navzájem skládají. • Nejznámější cyklus trvá přibližně 11 let (obvykle 9-12 let). • Během jedenáctiletého cyklu se „přepóluje“ magnetické pole Slunce. Závislost počtu slunečních skvrn (Wolfovo číslo) na čase
• Další pozorované cykly: 22, 87, 210, 2300, 6000 let. 9
Sluneční aktivita a obsah
14C
ve vzduchu
• Sluneční aktivita ovlivňuje intenzitu kosmického záření přicházejícího do atmosféry Země. • Působením kosmického záření vzniká uhlík 14C (asi 10-12 všeho C):
• Po úmrtí živého organismu obsah C14 pouze klesá (poločas rozpadu C14 je 5700 let). Pokud známe obsah C14 ve vzorku, lze v principu spočítat jeho stáří. • Funguje to i naopak: pokud známe stáří organického vzorku, lze spočítat obsah C14 ve vzduchu během života organismu. Lze tak odhadnout sluneční aktivitu hluboko do minulosti.
10
Sluneční aktivita a globální teplota • Ukazuje se, že sluneční aktivita může korelovat s globálními klimatickými podmínkami na Zemi.
11
Sluneční aktivita a globální teplota • V historické době některé anomálie ve sluneční aktivitě korelovaly s prudkou změnou klimatu na Zemi (tzv. malá doba ledová během Maunderova, Daltonova minima sluneční aktivity).
12
Anomálie 24. slunečního cyklu • Sluneční cykly se od r. 1755 označují pořadovým číslem (poslední má číslo 23). • Poslední sluneční cykly byly velmi krátké (~10.5 let, 22. cyklus byl dlouhý 9.7 let), s vysokým maximem. Zdá se, že ani v listopadu 2009 (13.6 roku od začátku 23. cyklus) nezačal nový 24. cyklus. • Čeká nás anomálie podobná Maunderovu (Daltonovu minimu)? • Čeká nás malá doba ledová?
13
Hoření vodíku p-p řetězec
• Probíhá ve hvězdách hlavní posloupnosti s hmotností 0.08-1.7 MS
• Probíhá v současnosti v našem Slunci • Probíhá při teplotě jádra 5-15·106 K
Snímek Slunce v rentgenovské části spektra 14
Hoření vodíku CNO cyklus • Probíhá ve hvězdách hlavní posloupnosti s hmotností větší než 1.7 MS
• Probíhá při teplotě jádra 16-50·106 K
15
Hoření vodíku p-p řetězec a CNO cyklus – závislost velikosti uvolněné energie na teplotě
16
Hoření helia • Probíhá při teplotě jádra 100·106 K 3α proces 3
4
2He
→
12
Záchyt He na jádře uhlíku 6C
+γ
12
6C
+
4
2He
→
16
8O
+γ
Záchyt He na jádře kyslíku 12
Bude probíhat v jádru Slunce za 5.5 miliardy let – Slunce se změní na rudého obra
8O
+
4
2He
→
Hvězda hlavní posloupnosti
16
10Ne
+γ
Červený obr 17
Hoření uhlíku • Probíhá při teplotě jádra 800·106 K • Probíhá v jádrech červených obrů 12
6C
+
12
6C
→
20
10Ne
+
4
2He
12
6C
+
12
6C
→
23
11Na
+
1
1H
12
6C
+
12
6C
→
23
12Mg
+
1
12
6C
+
12
6C
→
24
12Mg
+γ
0n
18
Hoření kyslíku • Probíhá při teplotě jádra 2·109 K
16
8O
+
16
8O
→
28
14Si
+
16
8O
+
16
8O
→
31
15P
+
1
16
8O
+
16
8O
→
31
16S
+
1
16
8O
+
16
8O
→
32
16S
+γ
4
2He
1p 0n
Betelgeuse, Orion
19
Hoření křemíku • Probíhá při teplotě jádra větší než 2·109 K jádro + γ → p + He + n + … 14Si (další těžká jádra) + p (He) → těžší jádra až po
26Fe
Struktura staré hvězdy o hmotnosti 20 Sluncí (rozměrová škála neodpovídá skutečnosti)
20
Typy hvězd Hertzsprungův-Russelův diagram (H-R diagram)
Ejnar Hertzsprung (1873-1967)
Svítivost
veleobři
obři
hlavní posloupnost
bílí trpaslíci Teplota
Henry Norris Russell (1877-1957) 21
Typy hvězd Typ hvězdy
Rozměr
Veleobři
až 500 RSlunce
Obři
až 80 RSlunce
Hlavní posloupnost
0,5 až 20 RSlunce
Bílí trpaslíci
1000 až 10 000 km
Neutronové hvězdy
10 až 100 km
Hustota: Veleobr
Slunce
Bílý trpaslík
Neutronová hvězda
10-6 g/cm3
1,4 g/cm3
106 g/cm3
1014 g/cm3 22
Typy hvězd
23
Život hvězd • 3 zapálení TJ reakcí, „pobyt“ na hlavní posloupnosti
• 3-4 dohoření H v jádře • 4-5 smršťování jádra, zvyšování teploty • 5 zapálení H ve slupce kolem jádra • 5-6 hoření H ve slupce, zvyšování hmotnosti He jádra • 6 zapáleni He v jádře, červený, žlutý oranžový obr • 6-7 rozpínání a chladnutí obalu -> únik hmoty • 1-2 protohvězda, smršťování volným pádem, zvyšování teploty • 2 rovnováha gravitace a tlaku látky • 2-3 pomalé smršťování při rovnováze
• 7 dohoření He v jádře, smršťování jádra, zapálení He v obálce, ... atd. až po skupinu železa • 8 -> stadia pulsací, gravitační smršťování. 24
25
Termonukleární reakce běhemživota hvězd To, kde se vývoj hvězdy zastaví (jaké jaderné reakce ještě budou ve hvězdě probíhat), závisí na její hmotnosti (osa y). Délka dané fáze života hvězdy je nepřímo úměrná její hmotnosti.
Zdroj - Jospi Kleczek: Vesmír kolem nás 26
Doba trvání jednotlivých fází
27
Budoucnost Slunce
28
Bílí trpaslíci • Konečné stadium hvězd hlavní posloupnosti, které se během života přemění na obry a veleobry. • Po utlumení termonukl. reakcí se jádro smrští na poloměr ~1 000-10 000 km. • Hmota ve zvláštním degenerovaném stavu – směs jader C, O a degenrovaných elektronů – tlak bránící gravitaci dalšímu stlačování je způsoben kvantovým proceserm degenerace elektronů. Hustota ~1 000 kg/cm3. • Čím je bílý trpaslík hmotnější, tím je menší. • Povrchová teplota ~10 000 K, teplota ve středu ~107 K. • Kvůli malému povrchu bude bílý trpaslík chladnout až stovky miliard let. • Maximální možná hmotnost bílého trpaslíka, kdy ještě je tlak degenerovaného elektronového plynu schopen odolávat tlaku gravitace – 1.4 MSlunce – Chandrasekharova mez.
Bílí trpaslíci v kulové hvězdokupě M4 29
M42, 1200 sv.l.
Vznik nových hvězd v mračnu mezihvězdného plynu a prachu 30
Planetární mlhovina Mravenec, materiál vyvrhovaný z hvězdy v posledních stádiích evoluce (snímek Hubblova teleskopu).
31
Činka (Dumbell, M27). Planetární mlhovina v souhvězdí Lištiček. Pozůstatek po odhození obálky hvězdou.
Prstencová mlhovina (M57). Planetární mlhovina v souhvězdí Lyry. Pozůstatek po odhození obálky hvězdou.
32
Přesýpací hodiny (MyCn 18). Fotografie HST (WFPC2, 1996). Planetární mlhovina s centrem ve tvaru „Oka“. Hvězda, která vytvořila tuto krásnou strukturu je malá bílá tečka v levé části „Oka“. Struktura vznikla z obálky, kterou hvězda odhodila, když se stávala bílým trpaslíkem.
33
34
Helix 35
Dumbell 36
NGC3132 37
38
Nova • Těsné dvojhvězdy (vzdálenost Země-Měsíc) – bílý trpaslík a hvězda ve stadiu rozpínání (při odchodu z hlavní posloupnosti). • Bílý trpaslík přebírá vodík z druhé hvězdy. • Ve slupce bohaté na vodík se blízko povrchu spustí termonukleární reakce. • Náhlé zvýšení svítivosti 105 – 106 x.
• Tento proces se může opakovat -> rekurentní novy.
T Pyxidis: Recurrent Nova 39
Supernova • Zářivý výkon až ~109 Sluncí • Dělení podle spektra (absence či přítomnosti různých spektrálních čar). • Typ Ia – ve spektru u maxima nejsou He a jsou Si a Ca spektrální čáry. Bílý trpaslík (složený z C, O) v binárním systému přetáhne část hmoty od svého průvodce (obvykle červený obr) a získá hmotnost větší než Chandrasekharova mez (maximální možná hmotnost bílého trpaslíka, ~1.44 MSlunce), explozivní termonukleární reakce proběhnou v celém objemu a rozmetá celou hvězdu. Jasnost/max.jasnost
- Podobný proces jako u novy, ale mnohem rychlejší. U novy je proces nabalování hmoty pomalejší a nedojde k dosažení Chandrasekharovy meze, termonukleární reakce pak proběhnou pouze blízko povrchu. • Tvar závislosti svítivosti na čase podobný u všech supernov Ia typu – z naměřeného průběhu a změřené jasnosti lze dopočítat vzdálenost s relativně malou chybou. Čas [dny]
40
Typy supernov • Typ Ib, Ic – podobné jako typ II. Staré masivní hvězdy, které vlivem hvězdného větru nebo interakcí s průvodcem ztratily vrchní vrstvy. • II. typu – samostatná stará hvězda hmotnosti 10-25 Sluncí, po skončení termonukleárních reakcí (tvorba Fe) jádro gravitačně zkolabuje (rychlostí řádově 10 000 km/s během několik sekund) na neutronovou hvězdu, (kvarkovou hvězdu) nebo čenou díru. Vnější vrstvy jsou pádem na zkolabované jádro extrémně stlačeny, zahřáty a při výbuchu odvrženy. 99% energie z kolabujícího jádra je odnášeno neutriny (elektricky neutrální částice, má téměr nulovou hmotnost, velice slabě interaguje s hmotou). • Během kolapsu jádra je za několik málo sekund uvolněna energie ~1046 J, asi 50x více, než uvolní Slunce za 10 miliard let svého života. • Teplota zkolabovaného jádra při výbuchu supernovy 1000·109 K, teplota vnějších vrstev 2-3 ·109 K – mohou proběhnout reakce, při kterých vznikají prvky těžší než železo. • V naší Galaxii dochází k výbuch supernovy II. druhu jednou za 25-50 let, většinou ve spirálních ramenech, kde je velké množství prachu a plynu. Naposledy byla supernova v naší Galaxii pozorována v roce 1604. Zaznamenané supernovy: • 1054 (Cassiopeia) • 1572 (Krab) • 1604 (Hadonoš, poslední pozorovaná supernova v naší Galaxii)
• 1885 (galaxie v Andromedě) • 1987 (Velké Megallanovo mračno) – podařilo se detekovat vzniklá neutrina 41
Jaderné procesy v supernovách • Fotodesintegrace jader železa → intenzivní tok neutronů 55Fe 4 26 + γ → 13 He2 + 3n • Tvorba prvků těžších než železo v supernovách – neutronový záchyt
42
Krabí mlhovina (M1) Pozůstatek po explozi supernovy v souhvězdí Býka. Exploze byla pozorována ve staré Číně roku 1054. V době exploze hvězda svítila několik dní i na denní obloze. Dnes mlhovina s vláknitou strukturou, v centru milisekundový pulsar (rotující neutronová hvězda s dipólovým magnetickým polem).
43
Zbytky Keplerovy supernovy typu Ia - SN 1604 (souhvězdí Cassiopeia, 10 000 sv.l.) 44
Supernova 1991T v galaxii M51 45
Řasová mlhovina v souhvězdí Labutě, pravděpodobně pozůstatek po explozi dávné supernovy, která vybuchla před 15 000 lety. Řasová mlhovina v RTG oboru.
Okolí pulsaru v souhvězdí Plachet. Opět jde o pozůstatek supernovy, která explodovala již před 11 000 lety.
46
47
Neutronová hvězda • Po vyčerpání veškerého termonukleárního paliva v jádru masivní hvězdy nastane vlivem gravitace stlačování železného jádra, při stlačení degenerované hmoty (která je v bílých trpaslících) nastává proces p + e- → n + e Za zlomek sekundy proběhne smrštění jádra, ve kterém zůstanou převážně neutrony, hustota stejná jako hustota atomového jádra (~1011 kg/cm3) . Hvězda se tak stává jakýmsi obřím atomovým jádrem složeným převážně z neutronů. • Zbytek po supernově typu Ib, Ic a II. • Velikost neutronové hvězdy: ~10 km. • Hmotnost větší než 1.4 MSlunce (Chandrasekha-rova mez, lehčí objekt by se stal bílým trpaslíkem), menší než 3 MSlunce (těžší objekt by se stal černou dírou). • Úniková rychlost z povrchu ~150 000 km/s (kdyby na povrch dopadl člověk, uvolní se energie ekvivalentní výbuchu jaderné bomby se sílou 100 Mt TNT). • Rychlá rotace (jedna otočka za 30 – 0.06 s), silné magnetické pole -> podél magnetické osy vzniká synchrotronové záření (vyzařováno nabitou částicí při zakřiveném pohybu v magnetickém poli). • Pokud není magnetická osa totožná s rotační, lze pozorovat pulsy elmag. záření – zdroj se nazývá pulsar.
48
Kvarková (podivná) hvězda • Při dalším stlačení neutronové hmoty se vytvoří látka složená z u, d, s kvarků, které nejsou vázány v neutronech. • Hvězda se tak stává obřím hadronem (hadron = vázaný stav kvarků, např. proton, neutron) . • Hustota: 1013 kg/cm3 • Hmotnost větší než u neutronové hvězdy a menší než u černé díry. • Zatím hypotetické objekty, známe 2 kandidáty:
RX J1856.5-3754 průměr 11 km, vzdálenost 450 sv.l.
3C58, pozůstatek supernovy SN 1181 49
Černé díry • Konečné stadium hvězd s hmotností > 25 Sluncí - hvězdné černé díry s hmotností 3-15 MSlunce John A. Wheeler Karl Schwarzschild • Jádra galaxií (1911-) (1873-1916) 6 9 - hmotnost 10 – 10 MSlunce • Mikroskopické černé díry (1011 kg = hmotnost hory) Poloměr černé díry s danou hmotou Objekt
Hmotnost
Poloměr černé díry
Země
5.98 x 1027 g
0.9 cm
Slunce
1.989 x 1033 g
2.9 km
Hvězda 5x MS
9.945 x 1033 g
15 km
Jádro galaxie
109xMS
3 x 109 km
50
Jak je možno pozorovat černou díru
51
ROSAT LMC X-1: Vážný kandidát na černou díru ve Velkém Magellanově mračnu. Jde o silný rentgenový zdroj pocházející z dvojhvězdy. Jedna složka je pravděpodobně normální hvězda, druhou složku tvoří kompaktní průvodce. Plyn z normální hvězdy dopadá na povrch kompaktní složky, ten se zahřívá a emituje rentgenové záření. Rentgenové záření ze systému vytrhává elektrony z atomových obalů v okruhu několika světelných let. Rekombinující elektrony potom září opět v rentgenovském oboru spektra. Z charakteru pohybu dvojhvězdy vyplývá, že kompaktní průvodce je s vysokou pravděpodobností černá díra s hmotností zhruba 5 MSlunce. 52
M87 (vzdálena 50 M sv.l.)
Černá díra v centru galaxie M87. Na fotografii je také patrný vysoce energetický výtrysk (jet) mířící od centrálního objektu. Výtrysk obsahuje rychle se pohybující nabité částice, je dlouhý 6500 l.y. a je složen z vláken o průměru 10 světelných let. Charakter výtrysku odpovídá modelům černých děr s tlustým akrečním diskem. 53
Cen A (NGC 5128):
Černá díra ve středu galaxie NGC 5128 a výtrysk viditelný v rentgenové oblasti spektra. 54
