ΑΣΤΡΙΚΗ ΕΞΕΛΙΞΗ. 16 Δεκεµβρίου, Δρ. Άλκηστη Μπονάνου Ινστιτούτο Αστρονοµίας & Αστροφυσικής Εθνικό Αστεροσκοπείο Αθηνών

Μέγεθος: px

Εμφάνιση ξεκινά από τη σελίδα:

Download "ΑΣΤΡΙΚΗ ΕΞΕΛΙΞΗ. 16 Δεκεµβρίου, Δρ. Άλκηστη Μπονάνου Ινστιτούτο Αστρονοµίας & Αστροφυσικής Εθνικό Αστεροσκοπείο Αθηνών"

Παναγιώτα Μάγκας
7 χρόνια πριν
Προβολές:

1 ΑΣΤΡΙΚΗ ΕΞΕΛΙΞΗ 16 Δεκεµβρίου, 2011 Δρ. Άλκηστη Μπονάνου Ινστιτούτο Αστρονοµίας & Αστροφυσικής Εθνικό Αστεροσκοπείο Αθηνών

2 Εισαγωγή Χαρακτηριστικά αστέρων Εξέλιξη αστέρων µικρής µάζας Εξέλιξη αστέρων µεγάλης µάζας Ανοιχτά ερωτήµατα

3 Τι είναι οι αστέρες; Οι αστέρες είναι πελώριες σφαιρικές αέριες µάζες από Υδρογόνο (Η, 70%), Ήλιο (He, 28%) και βαρύτερα στοιχεία (O, C, N, Si, κ.α., 2%). M o =1.99x10 30 kg R o =6.96x10 5 km L o =3.826 x ergs/s Τ ο =5778 Κ

5 Εισαγωγή: το φως!

6 Olaus Roemer (1676): ταχύτητα του φωτός είναι πεπερασµένη

8 Φύση φωτός: κύµα;

9 Θεωρία ηλεκτροµαγνητισµού Εξισώσεις Maxwell c = * 10 5 km/s

10 Μελανό σώµα Δεν αντανακλά, αλλά απορροφά όλη την ακτινοβολία Ακτινοβολία εξαρτάται µόνο από τη θερµοκρασία Νόµος Stefan-Boltzmann: F = σ * T eff 4 σ = 5.67*10-8 W m -2 K -4 Νόµος Wien: λ max T eff = cm K Φωτεινότητα: L= 4πR 2 σt eff 4

11 Φύση φωτός: σωµατίδιο;

12 Ενέργεια: E = h * ν E = h * c / λ (ν = c / λ) ν: συχνότητα (Hz) h: σταθερά Planck

14 Ερώτηση Σε ποια περιοχή του ηλεκτροµαγνητικού φάσµατος είναι το µέγιστο της εκποµπής του: Δία (125K); Ήλιου (5800K); Vega (9600K); Sk (49000K);

15 Νόµοι Kirchhoff

16 NSO/AURA/NSF

17 Υδρογόνο Rutherford-Bohr model R: Rydberg constant R = * 10 7 m -1 n 1 < n 2 Hα, Hβ, Hγ κτλ.

18 Φάσµα Ήλιου Γραµµές Fraunhofer: A µέχρι K Α:O 2, B: O 2, C: Hα, D: Na, E: Fe, F: Hβ, G: Ca, H: Ca +, K: Ca +#

19 Doppler effect

20 Doppler effect Για v<<c: Δλ/λ 0 = (λ-λ 0 )/λ 0 = v/c v>0: redshift v<0: blueshift

21 Χαρακτηριστικά αστέρων

23 Harvard classification system

24 Hertzsprung- Russell (H-R) diagram

26 Ζώνες αστάθειας

27 Τι είναι οι αστέρες; Οι αστέρες είναι πελώριες σφαιρικές αέριες µάζες από Υδρογόνο (Η, 70%), Ήλιο (He, 28%) και βαρύτερα στοιχεία (O, C, N, Si, κ.α., 2%). Ποια είναι η πηγή ενέργειας; M o =1.99x10 30 kg R o =6.96x10 5 km L o =3.826 x ergs/s Τ ο =5778 Κ

28 Πυρηνική σύντηξη 2 ( 1 H + 1 H) Αλυσίδα πρωτονίουπρωτονίου πρωτόνια δευτέριο 4 H -> He E=mc 2 0.7% efficiency 3 He 4 He + ενέργεια (Τ >10 7 Κ) 4 He

29 Πυρηνική σύντηξη. µέχρι Fe

30 Δηµιουργία Δηµιουργία πρωτοαστέρα Αστέρων Αύξηση πυκνότητας και θερµοκρασίας

32 Debris disks M1V, 8-20 Myr, 10 pc G2V, Myr, 28.5 pc

33 Νεφέλωµα Τρόπιδος (Carina nebula) NASA, ESA, N. Smith (University of California, Berkeley), and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) 50 έτη φωτός

34 Carina protostar

35 Davies et al. (2011)

36 Mackey et al. (2010)

37 Διάγραµµα Hertzsprung-Russell (HR) Κύρια ακολουθία

38 Πώς εξελίσσονται τα άστρα; Η αρχική µάζα καθορίζει την εξέλιξη και την κατάληξή τους Βαρύτητα πίεση αερίου Άστρα µεγάλης µάζας ζουν σύντοµες (<10 7 χρόνια) ζωές Άστρα µικρής µάζας ζουν µακρές (~10 10 χρόνια) ζωές

39 Πώς εξελίσσονται τα άστρα; Η αρχική µάζα καθορίζει την εξέλιξη και την κατάληξή τους Βαρύτητα πίεση αερίου Άστρα µεγάλης µάζας ζουν σύντοµες (<10 7 χρόνια) ζωές Άστρα µικρής µάζας ζουν µακρές (~10 10 χρόνια) ζωές

40 Εξέλιξη άστρων µικρής µάζας (< 8 Mο)

41 M55 Σφαιρωτό σµήνος M55 B. Mochejska & J. Kaluzny

42 Globular cluster M4 B. Mochejska & J. Kaluzny Bedin et al. (2009) with ACS/Hubble Space Telescope

43 Globular cluster M4 Bedin et al. (2009) B. Mochejska & J. Kaluzny

44 Planetary nebulae examples

45 Εξέλιξη άστρων µεγάλης µάζας (> 8 Mο) 25 Μο

46 Υπερκαινοφανής αστέρας ( upernova) SN 2006gy Credit: X-ray: NASA / CXC, Nathan Smith, Weidong Li (UC Berkeley) et al.; IR: Lick/UC Berkeley/J.Bloom, C.Hansen

47 pair instability photodisintegration Heger et al. 2003, ApJ, 591, 288

50 Gamma-ray bursts GRB SN2003dh: the first confirmation of a GRB-SNIc connection! Stanek et al. 2003, ApJL, 591, 17

51 Προϊόντα εξέλιξης µαζικών άστρων Αστέρες νετρονίου, πάλσαρ (neutron stars, pulsars): M~ M o, R~12χλµ Μελανές οπές (black holes), > 3 M o

52 Ανοιχτά ερωτήµατα What are the effects of rotation on stellar evolution, nucleosynthesis, and circumstellar nebulae? Which binary systems can produce black holes, which gamma-ray bursts? What are the progenitors of Type Ia Supernovae? Which stars synthesize the r-process elements? What shapes circumstellar nebulae and supernova remnants?

53 Ekstrom (PhD thesis, 2008)

54 Hot & Cool: Bridging Gaps in Massive Star Evolution (November 2008, Caltech) 120 M WNH LBV WR 60 M BSG/LBV YHG RSG B[e] M 1. Post-Red Supergiant Blue Loops 2. O? Wolf-Rayet 3. Binary Evolution 4. Instabilities & Mass Loss M Courtesy of Nathan Smith

55 Luminous blue variables Humphreys-Davidson limit Barniske et al. (2008)

56 Rest et al., Nature, 2011

57 2004 Transients in the gap

58 Transients in the gap 2010 Palomar Transient Factory Kasliwal, Kulkarni et al.

59 Συµπεράσµατα Φως: θερµοκρασία, σύσταση, λαµπρότητα, µέγεθος, απόσταση, µάζα Καταλαβαίνουµε πολλά, όµως υπάρχουν και πολλά ανοιχτά ερωτήµατα Χρήση µεγάλων τηλεσκοπίων, νέας γενιάς όργανα σε όλα τα µήκη κύµατος εξωγαλαξιακή αστρική φυσική

60 Το µέλλον Διαστηµικά τηλεσκόπια σε οπτικό (HST), υπέρυθρο (JWST-2018, Spitzer, Herschel), ακτίνες Χ (Chandra) επιτρέπουν ολοκληρωµένη µελέτη αστέρων + εξωγαλαξιακή αστρική φυσική Νέα γενιά τηλεσκοπίων: European-Extremely Large Telescope (E-ELT, 42m), Thirty Meter Telescope (TMT, 30m), Giant Magellan Telescope (GMT, 24.5m) Μεταβλητός ουρανός: Pan-STARRS & Large Synoptic Survey Telescope (LSST, 2015)

Σχετικά έγγραφα

Αστρονομία. Ενότητα # 10: Τελικές Καταστάσεις (Λευκοί Νάνοι Αστέρες Νετρονίων) Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ

Αστρονομία. Ενότητα # 10: Τελικές Καταστάσεις (Λευκοί Νάνοι Αστέρες Νετρονίων) Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ Αστρονομία Ενότητα # 10: Τελικές Καταστάσεις (Λευκοί Νάνοι Αστέρες Νετρονίων) Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο