Εισαγωγή στην αστρονοµία Κεφάλαιο 11: Ο Θάνατος των αστέρων Λουκάς Βλάχος Τµήµα Φυσικής, ΑΠΘ 28 Νοεµβρίου 2009
Εισαγωγή στην αστρονοµία Κεφάλαιο 11: Ο Θάνατος των αστέρων Λουκάς Βλάχος Τµήµα Φυσικής, ΑΠΘ 28 Νοεµβρίου 2009
ΓΕΝΙΚΑ Η ποιο σηµαντική έννοια που πρέπει να ϑυµάστε για τους αστέρες της κύριας ακολουθίας (στην οποία η πληοψηφία των αστέρων περνά την ώριµη Ϲωή τους (adult life ) είναι η Υ ΡΟ ΥΝΑΜΙΚΗ ΙΣΟΡΡΟΠΙΑ dp(r) dr = GM(r)ρ(r) r 2 Τελικά, το υδρογόνο (τα «καύσιµα» για την πυρηνική τήξη) στο κέντρο του αστεριού ϑα τελειώσει... (για τον Ηλιο σε 10 10 χρόνια). Τότε αρχίζει η σταδιακή αποµάκρυνση από την κύρια ακολουθία
Ερωτήµατα Γιατί ακολουθεί αυτή τη πορεία το αστέρι;
Ερωτήµατα Γιατί ακολουθεί αυτή τη πορεία το αστέρι; Τι ακριβώς συνέβαινε στο εσωτερικό µετά την ολική σχεδόν καύση του Υδρογόνου;
Ερωτήµατα Γιατί ακολουθεί αυτή τη πορεία το αστέρι; Τι ακριβώς συνέβαινε στο εσωτερικό µετά την ολική σχεδόν καύση του Υδρογόνου; Οταν εξετάζουµε τη ϕυσική κατάσταση ενός αστεριού, πρέπει χωριστά να εξετάζουµε τον πυρήνα του (όπου η ϑερµοκρασία και η πίεση είναι πολύ υψηλές) και τα εξωτερικά στρώµατα του (όπου η ϑερµοκρασία και η πίεση είναι ουσιαστικά χαµηλότερες). Ο πυρήνας είναι όπου η τήξη εµφανίζεται, αλλά τα εξωτερικά στρώµατα είναι αυτά που παρατηρούµε, έτσι πρέπει να συµπεράνουµε τι συµβαίνει στον πυρήνα από τις παρατηρήσεις του εξωτερικού ϕλοιού.
Μετά την κύρια ακολουθία Μετά την µετατροπή του υδρογόνου σε Ηλιο στο πυρήνα το αστέρι ϑα αποµακρυνθεί από την ισορροπία
Μετά την κύρια ακολουθία Μετά την µετατροπή του υδρογόνου σε Ηλιο στο πυρήνα το αστέρι ϑα αποµακρυνθεί από την ισορροπία εδοµένου ότι η πίεση ακτινοβολίας µειώνεται, η ϐαρύτητα άλλη µια ϕορά ϑα κυριαρχήσει στις εξελίξεις, αναγκάζοντας τα εσωτερικά στρώµατα (κοντά στο πυρήνα) να αρχίσουν να συστέλλονται
Μετά την κύρια ακολουθία Μετά την µετατροπή του υδρογόνου σε Ηλιο στο πυρήνα το αστέρι ϑα αποµακρυνθεί από την ισορροπία εδοµένου ότι η πίεση ακτινοβολίας µειώνεται, η ϐαρύτητα άλλη µια ϕορά ϑα κυριαρχήσει στις εξελίξεις, αναγκάζοντας τα εσωτερικά στρώµατα (κοντά στο πυρήνα) να αρχίσουν να συστέλλονται Το µεγαλύτερο µέρος των εξωτερικών στρωµάτων του αστεριού αποτελείται από το υδρογόνο, συµπεριλαµβανοµένου του στρώµατος που περιβάλλει αµέσως τον πυρήνα. Κατά συνέπεια, όταν ϕθάνει ο πυρήνας σε µια κρίσιµη πυκνότητα και ϑερµοκρασία κατά τη διάρκεια της συστολής του, µπορεί να ξεκινήσει την τήξη υδρογόνου σε ένα λεπτό κέλυφος έξω από τον πυρήνα ηλίου. Ο πυρήνας ηλίου ϑα συνεχίσει επίσης να παράγει την ενέργεια από τη ϐαρυτική συστολή.
Εάν η κύρια ακολουθία είναι το στάδιο της «τήξης πυρήνων υδρογόνου» το επόµενο στάδιο µετά από την κύρια ακολουθία είναι το στάδιο τήξη των κελύφων υδρογόνου.
Εάν η κύρια ακολουθία είναι το στάδιο της «τήξης πυρήνων υδρογόνου» το επόµενο στάδιο µετά από την κύρια ακολουθία είναι το στάδιο τήξη των κελύφων υδρογόνου. Κατά τη διάρκεια αυτού του σταδίου, το ποσοστό πυρηνικής τήξης είναι πολύ υψηλότερο απ ο, τι κατά τη διάρκεια του κύριου σταδίου ακολουθίας, και το αστέρι δεν µπορεί να µείνει σε αυτό το στάδιο για πολύ.
Εάν η κύρια ακολουθία είναι το στάδιο της «τήξης πυρήνων υδρογόνου» το επόµενο στάδιο µετά από την κύρια ακολουθία είναι το στάδιο τήξη των κελύφων υδρογόνου. Κατά τη διάρκεια αυτού του σταδίου, το ποσοστό πυρηνικής τήξης είναι πολύ υψηλότερο απ ο, τι κατά τη διάρκεια του κύριου σταδίου ακολουθίας, και το αστέρι δεν µπορεί να µείνει σε αυτό το στάδιο για πολύ. Για ένα αστέρι όπως ο Ηλιος, ϑα παραµείνει µόνο στο στάδιο αυτό για µερικές εκατοντάδες εκατοµµύρια ή ένα δισεκατοµµύριο έτη, λιγότερο από 10% της διάρκειας Ϲωής του στη κύρια ακολουθία.
Για ένα αστέρι όπως τον ήλιο, δεν µπορεί να πραγµατοποιηθεί άλλη πυρηνική τήξη, έτσι το κέντρο του αστεριού ϑα συνεχίσει καταρρέει
Για ένα αστέρι όπως τον ήλιο, δεν µπορεί να πραγµατοποιηθεί άλλη πυρηνική τήξη, έτσι το κέντρο του αστεριού ϑα συνεχίσει καταρρέει Τελικά µπορεί να γίνει τόσο µικρό όσο η γη, αλλά µε τη µάζα του αρχικού αστέρα! Αυτό το πολύ πυκνό αντικείµενο καλείται Λευκός νάνος. Ενα κοµµάτι του λευκού νάνου µε το µέγεθος ενός κινητού τηλεφώνου ϑα Ϲυγίζει τόσο όσο και ένας ελέφαντας στη Γη.
Η ϕυσική των Λευκών Νάνων Σε τι κατάσταση ϐρίσκεται το εσωτερικό τους; Γνωρίζουµε την πυκνότητα τουςρ = M/V = 3 10 6 gr/cm 3, και αν υποθέσουµε ότι αποτελούνται από άνθρακα..τότε 4π 3 n cr 3 c = 1 και από εκείρ = n c m H m c = 3 10 6 gr/cm 3 υπολογίζουµε το r c = 10 10 cm είναι κατά δύο τάξεις µικρότερη από την ακτίνα του πρωτου ηλεκτρονικού ϕλοιού στο άτοµο Bohr. Η υλη είναι πλήρως ιονισµένη...πλάσµα Θερµοκρασία στο εσωτερικό 10 6 10 7 και M = 0.7M sun Παράδειγµα λευκού Νάνου... Ο Σείριος Β (απόσταση 2.66pc) ϑεµροκρασία 25000K ακτίνα ίση µε την ακτίνα της Γης. Μαγνητικό πεδίο.. πάρα πολύ ισχυρό (εκατοµµύρια Gauss )
Σχήµα: Λευκοί Νάνοι στο Γαλαξία Μ4
Οι παχύσαρκοι αστέρες έχουν επεισοδιακό και γρήγορο ϑάνατο Ο κύκλος της Ϲωής των αστέρων µεγάλης µαζας, αποκλίνει από αυτό των αστερων µικρής µαζας µετά από το στάδιο της τήξης άνθρακα.
Οι παχύσαρκοι αστέρες έχουν επεισοδιακό και γρήγορο ϑάνατο Ο κύκλος της Ϲωής των αστέρων µεγάλης µαζας, αποκλίνει από αυτό των αστερων µικρής µαζας µετά από το στάδιο της τήξης άνθρακα. Στα αστέρια µικρής µαζας, µόλις τελειώσει η τήξη ηλίου, ο πυρήνας δεν ϑα Ϲεσταθεί ποτέ ή δεν ϑα γίνει αρκετά πυκνός για να συνεχίσει µε τα ϐαρύτερα, έτσι το αστέρι αρχίζει να πεθαίνει.
Οι παχύσαρκοι αστέρες έχουν επεισοδιακό και γρήγορο ϑάνατο Ο κύκλος της Ϲωής των αστέρων µεγάλης µαζας, αποκλίνει από αυτό των αστερων µικρής µαζας µετά από το στάδιο της τήξης άνθρακα. Στα αστέρια µικρής µαζας, µόλις τελειώσει η τήξη ηλίου, ο πυρήνας δεν ϑα Ϲεσταθεί ποτέ ή δεν ϑα γίνει αρκετά πυκνός για να συνεχίσει µε τα ϐαρύτερα, έτσι το αστέρι αρχίζει να πεθαίνει. Αντίθετα στα αστέρια µεγάλης µάζας η ϑερµοκρασία και η πίεση στον πυρήνα µπορούν να ϕθάσουν σε αρκετά υψηλές τιµές, ώστε η τήξη άνθρακα µπορεί να αρχίσει, κατόπιν η τήξη οξυγόνου µπορεί να συνεχίσει, και µετά ακόµα και ϐαρύτερα στοιχεία-όπως νέο, µαγνήσιο, και πυρίτιο-µπορεί να συντηχθούν.
Πορεία προς το ϑάνατο των παχύσαρκων αστέρων
Οι µεγάλες εκρήξεις Οταν ο σίδηρος κυριαρχεί στο πυρήνα ενός αστεριού µεγάλης µάζας, υπάρχουν καταστροφικές συνέπειες.
Οι µεγάλες εκρήξεις Οταν ο σίδηρος κυριαρχεί στο πυρήνα ενός αστεριού µεγάλης µάζας, υπάρχουν καταστροφικές συνέπειες. Η διαδικασία της σύντηξης του σιδήρου απαιτεί απο τον πυρήνα του αστέρα να χρησιµοποιήσει την ενέργεια, η οποία αναγκάζει τον πυρήνα για να χάνει ϑερµοκρασία. Αυτό προκαλεί πτώση της πίεσης, η οποία επιταχύνει τη ϐαρύτητική κατάρρευση του πυρήνα.
Οι µεγάλες εκρήξεις Οταν ο σίδηρος κυριαρχεί στο πυρήνα ενός αστεριού µεγάλης µάζας, υπάρχουν καταστροφικές συνέπειες. Η διαδικασία της σύντηξης του σιδήρου απαιτεί απο τον πυρήνα του αστέρα να χρησιµοποιήσει την ενέργεια, η οποία αναγκάζει τον πυρήνα για να χάνει ϑερµοκρασία. Αυτό προκαλεί πτώση της πίεσης, η οποία επιταχύνει τη ϐαρύτητική κατάρρευση του πυρήνα. Μια αλυσιδωτή αντίδραση ϑα ξεκινήση η καταρρεύση του πυρήνα, αύξηση του ποσοστού τήξης σιδήρου, µειώσεις πίεσης, καταρρεύσεις πυρήνων γρηγορότερα, αυξήσεις ποσοστού τήξης σιδήρου, µειώσεις πίεσης, καταρρεύσεις πυρήνων γρηγορότερα, αυξήσεις ποσοστού τήξης σιδήρου, κ.λπ., οι οποίες αναγκάζουν τον πυρήνα του αστέρα να καταρρεύσει µέσα µε µεγάλη ταχύτητα.
ΥΠΕΡΚΑΙΝΟΦΑΝΕΙΣ Μετά από την κατάρευση και αναπήδηση του πυρήνα, τα εξωτερκά στρώµατα αναπηδούν επίσης. Μια µεγάλη ποσότητα νευτρινος δηµιουργηται στις αντιδράσεις στον πυρήνα και διαδίδονται προς τα έξω
ΥΠΕΡΚΑΙΝΟΦΑΝΕΙΣ Μετά από την κατάρευση και αναπήδηση του πυρήνα, τα εξωτερκά στρώµατα αναπηδούν επίσης. Μια µεγάλη ποσότητα νευτρινος δηµιουργηται στις αντιδράσεις στον πυρήνα και διαδίδονται προς τα έξω Ο πυρήνας που αναπήδησε και τα πρόσφατα δηµιουργηµένα νευτρινος διαδίδονται προς τα έξω στρώµατα, εκτινάσσοντας τα εξωτερικά στρώµατα του αστεριού σε µια γιγαντιαία έκρηξη αποκαλούµενη σουπερνόβα (για να είµαστε ακριβής, ένας τύπος ΙΙ σουπερνόβα κατάρρευσης πυρήνων).
Pulsars Λόγω του µικρού µεγέθους τους, τα αστέρια νετρονίων δεν ακτινοβολούν πολλή ϑερµική ενέργεια (ϑυµηθείτε L = 4pR 2 T 4, ανεξάρτητα από το πόσο µεγάλη είναι η ϑερµοκρασία Τ, εάν το R είναι µόνο 10 χλµ, το L ϑα είναι αρκετά µικρό). Εντούτοις, τα αστέρια νετρονίων παράγουν ϕως µέσα από διαφορετικούς µηχανισµούς. Αυτά τα αντικείµενα καλούνται pulsars, και συµβαίνουν να είναι τα
Μαύρες Τρύπες Μπορείτε να υπολογίσετε το µέγεθος του ορίζοντα γεγονότων για µια µαύρη τρύπα µε τον ακόλουθο τρόπο: 1 Η ταχύτητα διαφυγής για ένα αντικείµενο µε τη µάζα M και την ακτίνα R είναι: V esc = 2GM/R 2 Καθορισµένο V esc = c, η ταχύτητα του ϕωτός, και λύνει για το R 3 R = 2GM/c 2, καλούµε αυτό την ακτίνα Schwarzschild ή R s Για ένα αντικείµενο της µάζας 3 ηλιακές µάζες, R s = 9Km.
Einstein s Equations Η Μεγάλη Ιδέα: Ο Χώρος οδηγεί την ύλη και η ύλη και ενέργεια αλλάζουν το χώρο. Η εξίσωση που πρότεινε ο Εινστειν για την ϐαρύτητα κοντά σε υπέρπυκνα αντικείµενα είναι G µν = 8πG c 4 T µν Ο τανυστής G µν καθορίζουν την τοπολογία του χώρου και ο τανυστής T µν περιγράφει την κατανοµή ενέργειας και µάζας.