ΑΣΤΡΙΚΗ ΕΞΕΛΙΞΗ 16 Δεκεµβρίου, 2011 Δρ. Άλκηστη Μπονάνου Ινστιτούτο Αστρονοµίας & Αστροφυσικής Εθνικό Αστεροσκοπείο Αθηνών
Εισαγωγή Χαρακτηριστικά αστέρων Εξέλιξη αστέρων µικρής µάζας Εξέλιξη αστέρων µεγάλης µάζας Ανοιχτά ερωτήµατα
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 10 33 ergs/s Τ ο =5778 Κ
Εισαγωγή: το φως!
Olaus Roemer (1676): ταχύτητα του φωτός είναι πεπερασµένη
Φύση φωτός: κύµα;
Θεωρία ηλεκτροµαγνητισµού Εξισώσεις Maxwell c = 2.99792458 * 10 5 km/s
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 = 0.290 cm K Φωτεινότητα: L= 4πR 2 σt eff 4
Φύση φωτός: σωµατίδιο;
Ενέργεια: E = h * ν E = h * c / λ (ν = c / λ) ν: συχνότητα (Hz) h: σταθερά Planck
Ερώτηση Σε ποια περιοχή του ηλεκτροµαγνητικού φάσµατος είναι το µέγιστο της εκποµπής του: Δία (125K); Ήλιου (5800K); Vega (9600K); Sk -67 22 (49000K);
Νόµοι Kirchhoff
NSO/AURA/NSF
Υδρογόνο Rutherford-Bohr model R: Rydberg constant R = 1.097 * 10 7 m -1 n 1 < n 2 Hα, Hβ, Hγ κτλ.
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 +#
Doppler effect
Doppler effect Για v<<c: Δλ/λ 0 = (λ-λ 0 )/λ 0 = v/c v>0: redshift v<0: blueshift
Χαρακτηριστικά αστέρων
Harvard classification system
Hertzsprung- Russell (H-R) diagram
Ζώνες αστάθειας
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 10 33 ergs/s Τ ο =5778 Κ
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
Πυρηνική σύντηξη. µέχρι Fe
Δηµιουργία Δηµιουργία πρωτοαστέρα Αστέρων Αύξηση πυκνότητας και θερµοκρασίας
Debris disks M1V, 8-20 Myr, 10 pc G2V, 80-200 Myr, 28.5 pc
Νεφέλωµα Τρόπιδος (Carina nebula) NASA, ESA, N. Smith (University of California, Berkeley), and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA) 50 έτη φωτός
Carina protostar
Davies et al. (2011)
Mackey et al. (2010)
Διάγραµµα Hertzsprung-Russell (HR) Κύρια ακολουθία
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
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
Εξέλιξη άστρων µικρής µάζας (< 8 Mο)
M55 Σφαιρωτό σµήνος M55 B. Mochejska & J. Kaluzny
Globular cluster M4 B. Mochejska & J. Kaluzny Bedin et al. (2009) with ACS/Hubble Space Telescope
Globular cluster M4 Bedin et al. (2009) B. Mochejska & J. Kaluzny
Planetary nebulae examples
Εξέλιξη άστρων µεγάλης µάζας (> 8 Mο) 25 Μο
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
pair instability photodisintegration Heger et al. 2003, ApJ, 591, 288
Gamma-ray bursts GRB030329+SN2003dh: the first confirmation of a GRB-SNIc connection! Stanek et al. 2003, ApJL, 591, 17
Προϊόντα εξέλιξης µαζικών άστρων Αστέρες νετρονίου, πάλσαρ (neutron stars, pulsars): M~1.35-2.1 M o, R~12χλµ Μελανές οπές (black holes), > 3 M o
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?
Ekstrom (PhD thesis, 2008)
Hot & Cool: Bridging Gaps in Massive Star Evolution (November 2008, Caltech) 120 M WNH LBV WR 60 M BSG/LBV YHG RSG B[e] 30-35 M 1. Post-Red Supergiant Blue Loops 2. O? Wolf-Rayet 3. Binary Evolution 4. Instabilities & Mass Loss 15-20 M Courtesy of Nathan Smith
Luminous blue variables Humphreys-Davidson limit Barniske et al. (2008)
Rest et al., Nature, 2011
2004 Transients in the gap
Transients in the gap 2010 Palomar Transient Factory Kasliwal, Kulkarni et al.
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
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)