1 Gwiazdy 0.09 < M/M < 200 M =2×10 33 g

2 Gwiazdy 0.09 < M/M < 200 M =2×10 33 g Budowa wewnętrzna i ewolucja gwiazd

3 Obserwacje Fizyka metody numeryczne Teoria ewolucji gwiazd Ewolucja chemiczna materii Wszechświata Badania gromad i galaktyk Ciemna materia

4 150 lat historii Źródło energii Słońca i wiek Ziemii -Kelvin (1862), Darwin (1859), Aston (1920), Eddington (1920). Gamow (1928), Bethe (1939, 1940)

5 150 lat historii Źródło energii Słońca i wiek Ziemii -Kelvin (1862), Darwin (1859), Aston (1920), Eddington (1920). Gamow (1928), Bethe (1939, 1940) Politropowe modele gwiazd – Lane (1870)

6 150 lat historii Źródło energii Słońca i wiek Ziemii -Kelvin (1862), Darwin (1859), Aston (1920), Eddington (1920). Gamow (1928), Bethe (1939, 1940) Modele białych karłów – Chandrasekhar (1930) Politropowe modele gwiazd – Lane (1870)

7 150 lat historii Źródło energii Słońca i wiek Ziemii -Kelvin (1862), Darwin (1859), Aston (1920), Eddington (1920). Gamow (1928), Bethe (1939, 1940) Modele gwiazd neutronowych - Oppenheimer & Volkoff (1939) Modele białych karłów – Chandrasekhar (1930) Politropowe modele gwiazd – Lane (1870)

8 150 lat historii Źródło energii Słońca i wiek Ziemii -Kelvin (1862), Darwin (1859), Aston (1920), Eddington (1920). Gamow (1928), Bethe (1939, 1940) Modele gwiazd neutronowych - Oppenheimer & Volkoff (1939) Modele białych karłów – Chandrasekhar (1930) Politropowe modele gwiazd – Lane (1870) Pochodzenie czerwonych olbrzymów – Schwarzschild & Sandage (1955)

9 150 lat historii Źródło energii Słońca i wiek Ziemii -Kelvin (1862), Darwin (1859), Aston (1920), Eddington (1920). Gamow (1928), Bethe (1939, 1940) Modele gwiazd neutronowych - Oppenheimer & Volkoff (1939) Modele białych karłów – Chandrasekhar (1930) Politropowe modele gwiazd – Lane (1870) Pochodzenie czerwonych olbrzymów – Schwarzschild & Sandage (1955) Reakcje jądrowe w zaawansowanych fazach ewolucji – Salpeter (1955), B 2 FH (1957)

10 150 lat historii Źródło energii Słońca i wiek Ziemii -Kelvin (1862), Darwin (1859), Aston (1920), Eddington (1920). Gamow (1928), Bethe (1939, 1940) Modele gwiazd neutronowych - Oppenheimer & Volkoff (1939) Modele białych karłów – Chandrasekhar (1930) Politropowe modele gwiazd – Lane (1870) Pochodzenie czerwonych olbrzymów – Schwarzschild & Sandage (1955) Reakcje jądrowe w zaawansowanych fazach ewolucji – Salpeter (1955), B 2 FH (1957) Problem słonecznych neutrin – Davis, Koshiba (1964 –2002) model Słońca, heliosejsmologia

11 150 lat historii Źródło energii Słońca i wiek Ziemii -Kelvin (1862), Darwin (1859), Aston (1920), Eddington (1920). Gamow (1928), Bethe (1939, 1940) Modele gwiazd neutronowych - Oppenheimer & Volkoff (1939) Modele białych karłów – Chandrasekhar (1930) Politropowe modele gwiazd – Lane (1870) Pochodzenie czerwonych olbrzymów – Schwarzschild & Sandage (1955) Reakcje jądrowe w zaawansowanych fazach ewolucji – Salpeter (1955), B 2 FH (1957) Problem słonecznych neutrin – Davis, Koshiba (1964 –2002) model Słońca, heliosejsmologia Modele gwiazd w póżnych fazach ewolucji –Scharzshild & Harm, Kippenhahn & Weigert, Iben, Paczyński (1960-1971)

12 Dane obserwacyjne spektroskopia: T eff, g, vsini, B, X k astrometria, fotometria: L interferometria: R dane o zmienności: M, R, budowa i rotacja wnętrza

13 Produkty obliczeń: tory ewolucyjne i izochrony

14 Tor ewolucyjny na Teoretycznym Diagramie Hetzsprunnga-Rusella Blocker (2001) ZAMS

15 NGC1866 IZOCHRONY

16 Wykład 11 X

17 Wykład 18 X