1 / 36

Źródła zmian ewolucyjnych

Źródła zmian ewolucyjnych. nierównowaga cieplna. po wyczerpaniu „ paliwa” jądrowego lub w wyniku niestabilności. nierównowaga cieplna. cieplna skala czasu ewolucji. Źródła zmian ewolucyjnych. nierównowaga cieplna. zmiany składu chemicznego. lokalne przemiany jądrowe.

zoe
Télécharger la présentation

Źródła zmian ewolucyjnych

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna po wyczerpaniu „ paliwa” jądrowego lub w wyniku niestabilności

  2. nierównowaga cieplna cieplna skala czasu ewolucji

  3. Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna zmiany składu chemicznego lokalne przemiany jądrowe mieszanie makroskopowe dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania

  4. Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna zmiany składu chemicznego lokalne przemiany jądrowe mieszanie makroskopowe dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania

  5. lokalne zmiany składu chemicznego w wyniku syntezy jądrowej

  6. lokalne zmiany składu chemicznego w wyniku syntezy jądrowej jądrowa skala czasu faza ciągu głównego

  7. Zasięg mieszania pierwiastków w wyniku konwekcji granica jądra konwektywnego granica obszaru mieszanego zasięg przestrzeliwania (overshooting)

  8. Zasięg mieszania pierwiastków w wyniku konwekcji granica jądra konwektywnego granica obszaru mieszanego zasięg przestrzeliwania (overshooting) zmiany obfitości:

  9. Zmiany obfitości związane z dyfuzją baro- termo-dyfuzja Słońce: białe karły DA: przekaz pędu absorbowanych fotonów gwiazdy Ap

  10. Utrata masy ciąg główny

  11. Źródła zmian ewolucyjnych nierównowaga cieplna zmiany składu chemicznego lokalne przemiany jądrowe mieszanie makroskopowe dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania utrata i akrecja masy

  12. Utrata masy przez izolowane gwiazdy ciąg główny wiatr słoneczny

  13. Utrata masy przez izolowane gwiazdy ciąg główny wiatr słoneczny wiatry gwiazdowe napędzane ciśnieniem promieniowania Nieuvenhuijzen & de Jager (1990) ZAMS TAMS Brassan i in. (1994) 30 26.2 60 35.1

  14. Utrata masy na gałęzi czerwonych olbrzymów Wzór Reimersa

  15. Bardzo duża utrata masy Gałąź asymptotyczna: do 90% Składniki ciasnych układów podwójnych

  16. struktura ewolucyjnych modeli gwiazd równania struktury warunki brzegowe takie jak dla modeli równowagowych

  17. FAZA CIĄGU GŁÓWNEGO Początek (ZAMS): jednorodny rozkład obfitości wodoru i helu Ewolucja w jądrowej skali czasu dominuje cykl pp, konwekcja w głębokiej otoczce dominuje cykl CNO, konwekcja w jądrze

  18. KONWEKCJA W GWIAZDACH CIĄGU GŁÓWNEGO

  19. Pas ciągu głównego dolne (teoretyczne) ograniczenie na masę: ~0.08MS=80MJ

  20. OD WYCZERPANIA WODORU W CENTRUM DO POCZĄTKU SYNTEZY WĘGLA W CYKLU 3 α Największa względna masa izotermicznego jądra Granica Schönberga-Chandrasekhara Przerwa Hertzsprunga – ewolucja w skali cieplnej

  21. Koniec fazy ciągu głównego Środek przerwy Hertzsprunga

  22. Koniec fazy ciągu głównego 3.67 1.7 mld lat później

  23. Tory ewolucyjne od ZAMS do zapalenia helu

  24. Ewolucja Słońca orbity planet względna obfitość wodoru w centrum

  25. FAZA „PALENIA” HELU W JĄDRZE Początek: z dala od centrum ( chłodzące neutrina) elektrony zdegenerowane –początek eksplozywny Pętle na diagramie H-R

  26. Tory ewolucyjne gwiazd o małej masie w fazie palenia helu w jądrze ZAHB pas RR Lyrae

  27. Tory ewolucyjne gwiazd masywnych od ZAMS do do końca palenia helu w jądrze czas życia w mln lat

  28. KOŃCOWE FAZY EWOLUCJI drogi do fazy białych karłów 1. krótka ( bez powrotu na gałąź czerwonych olbrzymów) 2. długa przez AGB

  29. Droga do fazy białych karłów przez fazy AGB i postAGB niestabilność i pulsy cieplne

  30. Schemat struktury wewnętrznej gwiazdy na AGB Karakas i in. (2002) Mieszanie produktów cykli CNO i 3α, swobodne neutrony, ciężkie pierwiastki tworzone w procesach s

  31. Białe karły większość Struktura warstwowa cienka otoczka: H, He, C,... elektrony nie zdegenerowane jądro: C+O elektrony zdegenerowane

  32. Prosty model białego karła (Mestel, 1954) otoczka politropowa Izotermiczne jądro C+O pełna nieralat. degeneracja He H Ewolucja bez zmian promienia, świecenie na koszt energii wewnętrznej jonów

  33. Reakcje w zaawansowanych fazach ewolucji gwiazd masywnych Burbidge2, Fowler & Hoyle (1957)

  34. KOŃCOWE FAZY EWOLUCJI supernowe typów II Ib, Ic pozostałości zwarte brak gwiazda neutronowa czarna dziura lub brak

  35. Skład chem. Pop. I HHe HeC,O CNe NeO,Si OSi SiFe Fe Schemat struktury chemicznej gwiazdy tuż przed wybuchem supernowej typu II

  36. Produkcja ciężkich izotopów przez przechwyt neutronów procesy s i r 47

More Related