Źródła zmian ewolucyjnych
Download
1 / 36

Źródła zmian ewolucyjnych - PowerPoint PPT Presentation


  • 103 Views
  • Uploaded on

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.

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about ' Źródła zmian ewolucyjnych' - zoe


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.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript

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

mieszanie makroskopowe

dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania


Źródła zmian ewolucyjnych

nierównowaga cieplna

zmiany składu chemicznego

lokalne przemiany jądrowe

mieszanie makroskopowe

dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania



lokalne zmiany składu chemicznego w wyniku syntezy jądrowej

jądrowa skala czasu

faza ciągu głównego


Zasięg mieszania pierwiastków w wyniku konwekcji jądrowej

granica jądra konwektywnego

granica obszaru mieszanego

zasięg przestrzeliwania (overshooting)


Zasięg mieszania pierwiastków w wyniku konwekcji jądrowej

granica jądra konwektywnego

granica obszaru mieszanego

zasięg przestrzeliwania (overshooting)

zmiany obfitości:


Zmiany obfitości związane z dyfuzją jądrowej

baro-

termo-dyfuzja

Słońce:

białe karły DA:

przekaz pędu absorbowanych fotonów

gwiazdy Ap


Utrata masy jądrowej

ciąg główny


Źródła zmian ewolucyjnych jądrowej

nierównowaga cieplna

zmiany składu chemicznego

lokalne przemiany jądrowe

mieszanie makroskopowe

dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania

utrata i akrecja masy


Utrata masy przez izolowane gwiazdy jądrowej

ciąg główny

wiatr słoneczny


Utrata masy przez izolowane gwiazdy jądrowej

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



Bardzo duża utrata masy jądrowej

Gałąź asymptotyczna: do 90%

Składniki ciasnych układów podwójnych


struktura ewolucyjnych modeli gwiazd jądrowej

równania struktury

warunki brzegowe takie jak dla modeli równowagowych


FAZA CIĄGU GŁÓWNEGO jądrowej

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



Pas ciągu głównego jądrowej

dolne (teoretyczne) ograniczenie na masę: ~0.08MS=80MJ


OD WYCZERPANIA WODORU W CENTRUM DO jądrowej

POCZĄTKU SYNTEZY WĘGLA W CYKLU 3 α

Największa względna masa izotermicznego jądra

Granica Schönberga-Chandrasekhara

Przerwa Hertzsprunga – ewolucja w skali cieplnej


Koniec fazy jądrowej

ciągu głównego

Środek przerwy

Hertzsprunga


Koniec fazy jądrowej

ciągu głównego

3.67

1.7 mld lat

później



Ewolucja Słońca jądrowej

orbity planet

względna obfitość wodoru w centrum


FAZA „PALENIA” HELU W JĄDRZE jądrowej

Początek:

z dala od centrum ( chłodzące neutrina)

elektrony zdegenerowane –początek eksplozywny

Pętle na diagramie H-R


Tory ewolucyjne gwiazd o małej masie jądrowej

w fazie palenia helu w jądrze

ZAHB

pas RR Lyrae


Tory ewolucyjne gwiazd masywnych od ZAMS do jądrowej

do końca palenia helu w jądrze

czas życia w mln lat


KOŃCOWE FAZY EWOLUCJI jądrowej

drogi do fazy białych karłów

1. krótka ( bez powrotu na gałąź czerwonych olbrzymów)

2. długa przez AGB


Droga do fazy białych karłów przez fazy AGB i postAGB jądrowej

niestabilność i pulsy cieplne


Schemat struktury wewnętrznej gwiazdy na AGB jądrowej

Karakas i in. (2002)

Mieszanie produktów cykli CNO i 3α, swobodne neutrony,

ciężkie pierwiastki tworzone w procesach s


Białe karły jądrowej

większość

Struktura warstwowa

cienka otoczka: H, He, C,...

elektrony nie zdegenerowane

jądro: C+O

elektrony zdegenerowane


Prosty model białego karła (Mestel, 1954) jądrowej

otoczka politropowa

Izotermiczne

jądro C+O

pełna nieralat.

degeneracja

He

H

Ewolucja bez zmian promienia, świecenie na koszt energii wewnętrznej jonów


Reakcje w zaawansowanych fazach ewolucji gwiazd masywnych jądrowej

Burbidge2, Fowler & Hoyle (1957)


KOŃCOWE FAZY EWOLUCJI jądrowej

supernowe typów II Ib, Ic

pozostałości zwarte

brak

gwiazda neutronowa

czarna dziura lub brak


Skład chem. Pop. I jądrowej

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



ad