slide1
Download
Skip this Video
Download Presentation
Źródła zmian ewolucyjnych

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 36

Źródła zmian ewolucyjnych - PowerPoint PPT Presentation


  • 104 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
slide1
Źródła zmian ewolucyjnych

nierównowaga cieplna

po wyczerpaniu „ paliwa” jądrowego

lub w wyniku niestabilności

slide2
nierównowaga cieplna

cieplna skala czasu ewolucji

slide3
Źródła zmian ewolucyjnych

nierównowaga cieplna

zmiany składu chemicznego

lokalne przemiany jądrowe

mieszanie makroskopowe

dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania

slide4
Źródła zmian ewolucyjnych

nierównowaga cieplna

zmiany składu chemicznego

lokalne przemiany jądrowe

mieszanie makroskopowe

dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania

slide6
lokalne zmiany składu chemicznego w wyniku syntezy jądrowej

jądrowa skala czasu

faza ciągu głównego

slide7
Zasięg mieszania pierwiastków w wyniku konwekcji

granica jądra konwektywnego

granica obszaru mieszanego

zasięg przestrzeliwania (overshooting)

slide8
Zasięg mieszania pierwiastków w wyniku konwekcji

granica jądra konwektywnego

granica obszaru mieszanego

zasięg przestrzeliwania (overshooting)

zmiany obfitości:

slide9
Zmiany obfitości związane z dyfuzją

baro-

termo-dyfuzja

Słońce:

białe karły DA:

przekaz pędu absorbowanych fotonów

gwiazdy Ap

slide10
Utrata masy

ciąg główny

slide11
Źródła zmian ewolucyjnych

nierównowaga cieplna

zmiany składu chemicznego

lokalne przemiany jądrowe

mieszanie makroskopowe

dyfuzja i selektywne ciśnienie promieniowania

utrata i akrecja masy

slide12
Utrata masy przez izolowane gwiazdy

ciąg główny

wiatr słoneczny

slide13
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

slide15
Bardzo duża utrata masy

Gałąź asymptotyczna: do 90%

Składniki ciasnych układów podwójnych

slide16
struktura ewolucyjnych modeli gwiazd

równania struktury

warunki brzegowe takie jak dla modeli równowagowych

slide17
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

slide19
Pas ciągu głównego

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

slide20
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

slide21
Koniec fazy

ciągu głównego

Środek przerwy

Hertzsprunga

slide22
Koniec fazy

ciągu głównego

3.67

1.7 mld lat

później

slide24
Ewolucja Słońca

orbity planet

względna obfitość wodoru w centrum

slide25
FAZA „PALENIA” HELU W JĄDRZE

Początek:

z dala od centrum ( chłodzące neutrina)

elektrony zdegenerowane –początek eksplozywny

Pętle na diagramie H-R

slide26
Tory ewolucyjne gwiazd o małej masie

w fazie palenia helu w jądrze

ZAHB

pas RR Lyrae

slide27
Tory ewolucyjne gwiazd masywnych od ZAMS do

do końca palenia helu w jądrze

czas życia w mln lat

slide28
KOŃCOWE FAZY EWOLUCJI

drogi do fazy białych karłów

1. krótka ( bez powrotu na gałąź czerwonych olbrzymów)

2. długa przez AGB

slide30
Schemat struktury wewnętrznej gwiazdy na AGB

Karakas i in. (2002)

Mieszanie produktów cykli CNO i 3α, swobodne neutrony,

ciężkie pierwiastki tworzone w procesach s

slide31
Białe karły

większość

Struktura warstwowa

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

elektrony nie zdegenerowane

jądro: C+O

elektrony zdegenerowane

slide32
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

slide34
KOŃCOWE FAZY EWOLUCJI

supernowe typów II Ib, Ic

pozostałości zwarte

brak

gwiazda neutronowa

czarna dziura lub brak

slide35
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

ad