1 Obserwacje gwiazd Astrometria Fotometria SpektroskopiaOdległości gwiazd Ruchy gwiazd (prędkości poprzeczne) Fotometria Jasności gwiazd Temperatury Rozmiary orbit i składników układów podwójnych Spektroskopia Skład chemiczny, temperatura, ciśnienie Prędkości radialne Masy gwiazd Interferometria, Polarymetria

2 Parametry fizyczne gwiazdOdległość Jasność Temperatura Rozmiary, kształt Masa Gęstość, ciśnienie, równanie stanu Skład chemiczny Wiek – status ewolucyjny

3 Jasność gwiazd f – strumień promieniowaniaL – jasność (moc promieniowania) d – odległość L dA dB fB fA

4 Jasność gwiazd Przykład: jasność Słońca f = 1367 W/m2f – strumień promieniowania L – jasność (moc promieniowania) d – odległość Przykład: jasność Słońca f = 1367 W/m2 d = x 1011 m Lsun = 4 x 3.14 x (1.5 x 1011 m)2 x 1367 W/m2 = x 1026 W

5 Wielkości gwiazdowe – magnitudo (mag,m)najjaśniejsze gwiazdy widoczne gołym okiem „pierwszej” wielkości: magnitudo 1 (m1=1), strumień f1 najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem „szóstej” wielkości : magnitudo 6 (m6=6), strumień f6 pomiary strumienia promieniowania pokazują, że f1 / f6 = 100, ale: log(100) = 2 2.5 log(100) = 5 = 6 – 1, zatem: 2.5 log (f1/f6 ) = m6 – m1 ,lub: – 2.5 log (f6/f1 ) = m6 – m1

6 Wielkości gwiazdowe – magnitudo (mag,m)prawo Pogsona: m A – m B = – 2.5 log (fA/fB ) „rozcieńczanie” strumienia: f0 / f = d2 / d02 jasność absolutna M: dla d0= 10 pc moduł odległości: m - M = log10( d ) L dA dB fB fA

7 Sumowanie jasności dwa źródła o strumieniach f1 i f2wzorzec f0, m0 = 0 m1= – 2.5 log (f1/f0 ) m2= – 2.5 log (f2/f0 ) strumień całkowity: f1+2 = f1+f2 całkowita wielkość gwiazdowa: m1+2= – 2.5 log (f1+2/f0 ) ≠ m1 + m2

8 Sumowanie jasności dwie gwiazdy o wielkościach m1 i m2wzorzec f0, m0 = 0 m1= – 2.5 log (f1/f0 )  f1 = f0 10 (–0.4 m1) m2= – 2.5 log (f2/f0 )  f2 = f0 10 (–0.4 m2) strumień całkowity: f1+2 = f1+f2 = f0 (10 –0.4 m –0.4 m2 ) całkowita wielkość gwiazdowa: m1+2= – 2.5 log (f1+2/f0 ) m1+2= – 2.5 log (10 –0.4 m –0.4 m2 )

9 Wielkości gwiazdowe jasność bolometryczna: mbol jasność wizualna: mvcalkowity strumień we wszystkich zakresach widma jasność wizualna: mv jasność fotograficzna: mph jasności: U(ltraviolet), B(lue), V(isual), R(ed) jasność rentgenowska: mX

10 Wielkości gwiazdowe Słońce m= -26.8 mag Księżyc m= -12.7planety m= -4.7 (Wenus), -2.5 (Jowisz) najjaśniejsze gwiazdy Syriusz: m = Canopus m = Arktur m= Wega m = +0.03 ...Altair m = +0.76 ...Deneb m = +1.25 najsłabsze gwiazdy m = mag

11 Temperatura gwiazd układ izolowany - równowaga termodynamicznaprawo Plancka efektywna – prawo Stefana-Boltzmana barwna – prawo Wiena, nachylenie rozkładu Plancka jasnościowa – gęstość w rozkładzie Plancka wzbudzenia – formuła Boltzmana jonizacji – formuła Sahy kinetyczna – rozkład Maxwella temperatura powierzchniowa, lokalna, centralna

12 Promieniowanie ciała doskonale czarnegoPrawo Plancka Bn(T)= 2hn3 c2 1 exp(hn/kT)-1 n=c/l Bl(T)= 2hc2 l5 1 exp(hc/lkT)-1

13 Temperatura gwiazd układ izolowany - równowaga termodynamicznaprawo Plancka efektywna – prawo Stefana-Boltzmana barwna – prawo Wiena, nachylenie rozkładu Plancka jasnościowa – gęstość w rozkładzie Plancka wzbudzenia – formuła Boltzmana jonizacji – formuła Sahy kinetyczna – rozkład Maxwella temperatura powierzchniowa, lokalna, centralna

14 Temperatura efektywnaprawo Stefana-Boltzmana f=sT4eff L=4pR2sT4eff

15 Promieniowanie reliktoweTeoretyczne widmo ciała doskonale czarnego. T=2.728+/ K Największa odchyłka % Image courtesy COBE homepage.

16 Temperatura barwna Prawo przesunięć Wiena: dBl/dl=0 max=2900/T [mm]gwiazda czerwona gwiazda żółta gwiazda niebieska

17 12/10/08

18 T>30,000 K 11, ,000 ,000

19 Temperatura jasnościowaBn(T)= 2hn3 c2 1 exp(hn/kT)-1

20 Temperatura wzbudzeniaformuła Boltzmana N g E21 N g kT = exp( )

21 Temperatura jonizacjiformuła Sahy Nj uj cj Nj uj kT Ne= (2pme/h2)3/2(kT)5/2 exp( )

22 Temperatura kinetycznarozkład Maxwella f(v)dv= 4p (m/2pkT)3/2 v 2 exp(-mv 2 /2kT) f(v) e- e- e- e- e- e- e- e- v

23 Klasyfikacja widmowa – Edward C. Pickering, Harvard, Henry Draper Memorial Survey - pryzmat obiektywowy – 220,000 gwiazd Edward Pickering i Williamina Fleming: - pierwsza próba klasyfikacji wg malejącego natężenia linii wodoru - Typ "A" = najsilniejsze linie wodorowe - B, C, D, ... coraz słabsze.

24 Klasyfikacja widmowa Annie Jump Cannon zauważyła, że to temperatura stanowi główną cechę odróżniającą widma uszeregowała typy ABC wg temperatury pozostawiając jedynie najbardziej charakterystyczne widma pozostało 7 klas głównych O B A F G K M - uzupełnionych później przez R, N i S. dodała podklasy np. A0-A1-A2-...-A9-B0-... 1911 – 1924, zastosowała Harwardzki System Klasyfikacji do ok.220,000 gwiazd tworząc tzw. Katalog Henry Drapera

25 Klasyfikacja widmowa O B A F G K M

26 Klasyfikacja widmowa

27 Klasyfikacja widmowa

28

29

30 Odległości do gwiazd – paralaksy trygonometrycznestyczeń czerwiec gwiazda w styczniu gwiazda w czerwcu p-paralaksa gwiazdy A baza Hipparcos

31 Zależność Okres-Jasność dla Cefeidlog 10(d) = (m – M + 5)/5

32 Odległości do gwiazd – świece standardowelog 10(d) = (m – M + 5)/5 zasięg teleskopów: mobs < 25m~30m cefeidy: M ~ -2m do -6m ; d < 1 Mpc supernowe M ~ -18m ; d <500Mpc najjaśniejsze galaktyki M~ -25m ; d < 10 Gpc

33 Odległości do gwiazd – paralaksy spektroskpopweobserwacje fotometryczne  jasność obserwowana m obserwacje spektroskopowe  typ widmowy temperatura, klasa jasności jasność absolutna M Odległość d : log 10(d) = (m – M + 5)/5

34 Układy podwójne potencjał Roche’a układy: rozdzielone półrozdzielonekontaktowe

35 Granica Roche’a

36 Masy gwiazd Układy podwójne wizualnie Trzecie prawo Keplera:MA,MB – masy gwiazd P – okres obiegu a – półoś orbity względnej

37 Gwiazdy podwójne spektroskopowopółamplitudy prędkości radialnej K1, K2 K1 = 2pa1/P K2 = 2pa2/P środek ciężkości a1M1 = a2M2

38 Gwiazdy podwójne spektroskopowoa = (K1+K2) P [km, km/s, d] M1 = x10-7 (K1+K2)2 K2 P [Mo, km/s, d] M2 = x10-7 (K1+K2)2 K1 P [Mo, km/s, d] np. : P=0.5d, K1=100km/s, K2=200 km/s a = km = 2.96 Ro M1= 0.9 Mo M2 = 0.45 Mo

39 Rozmiary gwiazd - układy zaćmieniowev1 v2 v = v1 + v2 v = 2p(a1+a2)/P

40 Rozmiary gwiazd – układy zaćmienioweT t r R (2R+2r)/T = v (2R-2r)/t = v v = 2p(a1+a2)/P

41 Prędkość radialna km/sPrzykład – XY UMa Czas Długość fali Prędkość radialna km/s P=0d.479 K1=122 km/s K2=202 km/s

42 Przykład – XY UMa T T = 1.5 h t ~ 0.36 h t

43 Rozmiary gwiazd Interferometria Interferometria plamkowaUkłady podwójne obrazowanie

44 koniec

45 Klasyfikacja dwuwymiarowa gwiazdjasność L = 4pR2sT4eff diagram Herzsprunga-Russela

46 Parametry gwiazd Ciągu GłównegoTyp Masa L T R widmowy (Msun) (Lsun) (K) (Rsun) O ,000 40,000 13 B ,000 28, A , F , G , K , M ,

47 Parametry fizyczne gwiazdOdległość Jasność Temperatura Rozmiary, kształt Masa Gęstość, ciśnienie, równanie stanu Skład chemiczny Wiek – status ewolucyjny

48 Źródła energii gwiazd Kurczenie grawitacyjne Reakcje termojądroweprotogwiazdy różne etapy ewolucji Reakcje termojądrowe główne źródło energii Stygnięcie ostatnie etapy życia gwiazd

49 Twierdzenie o wiriale

50 Twierdzenie o wiriale

51 Twierdzenie o wiriale

52 Twierdzenie o wiriale

53 Twierdzenie o wiriale Słońce

54 Atomy, pierwiastki, izotopy+ - . Atom składa się z jądra i elektronów. Jądro zawiera dodatnio naładowane protony i obojętne neutrony. Elektrony znajdują się na orbitach wokół jądra. Proton Neutron Elektron Masy: 1 : 1 : Ładunki: +1 : 0 : -1 Wodór Hel Lit Pierwiastki określone są przez właściwości chemiczne związane z liczbą protonów w jądrze. Izotopy pierwiastka mają różną liczbę neutronów. Wodór Deuter Tryt

55 Atomy, pierwiastki, izotopy+ - . Atom składa się z jądra i elektronów. Jądro zawiera dodatnio naładowane protony i obojętne neutrony. Elektrony tworzą chmurę wokół jądra. Proton Neutron Elektron Masy: 1 : 1 : Ładunki: +1 : 0 : -1 Pierwiastki określone są przez właściwości chemiczne związane z liczbą protonów w jądrze. Wodór Hel Lit Izotopy pierwiastka mają różną liczbę neutronów. Wodór Deuter Tryt Typowe rozmiary atomu – m; jądra m.

56 Energia wiązania MeV/nukleonsynteza rozpad Energia wiązania MeV/nukleon Masa atomowa Masa atomowa

57 Energia wiązania MeV/nukleonsynteza rozpad Energia wiązania MeV/nukleon Masa atomowa Masa atomowa

58 Synteza ta prowadzi do zamiany 0.7% masy w energięSynteza i rozpad Rozpad polega na podziale jądra na dwie części Synteza polega na połączeniu się dwóch jąder lżejszych w jedno jądro cięższe. Syntezę helu z wodoru można podsumować tak: 4 jądra H : X10-24 g 1 jądro He : X10-24 g różnia masy: X10-24 g E=mc2 Wodór Synteza ta prowadzi do zamiany 0.7% masy w energię Zarówno jądra lżejsze jak i cięższe od żelaza są niestabilne. Energię uzyskujey zatem wtedy, gdy w syntezie jądrowej biorą udział jądra o masie atomowej mniejszej od żelaza lub rozpadają sie jądra o masie atomowej większej od żelaza. Masa na nukleon Hel Uran Żelazo Liczba masowa

59 Warunki syntezy termojądrowejSynteza termojądrowa: długodystansowe siły odpychania elektro-statycznego utrudniają zderzenie dodatnich jąder jeśli jednak jądra zbliżą się dostatecznie blisko - krótkoasięgowe siły jądrowe zwiążą oba składniki Silne odpychanie elektrostatyczne na dużych odległościach Siła oddziaływania Odległość jąder Silne przyciąganie jądrowe na bardzomałych odległościach

60 Warunki syntezy termojądrowejSynteza termojądrowa wymaga wysokiej temperatury ~10 mln K by jądra miały prędkości wystarczające do pokonania sił odpychania im wyższy ładunek jąder tym większa jest siła odpychająca i trudniej jest połączyć jądra Silne odpychanie elektrostatyczne na dużych odległościach Siła oddziaływania Odległość jąder Silne przyciąganie jądrowe na bardzomałych odległościach

61 Warunki syntezy termojądrowejSynteza termojądrowa wymaga dużej gęstości materii: by reakcje syntezy zachodziły wystarczająco często Silne odpychanie elektrostatyczne na dużych odległościach Siła oddziaływania Odległość jąder Silne przyciąganie jądrowe na bardzomałych odległościach

62 Synteza w jądrze gwiazdySpalanie wodoru do helu Łańcuch proton-proton (pp) Kiedy gwiazda skurczy się odpowiednio, temperatura i gęstość w jej jądrze wzroną tak bardzo, że rozpocznie się spalanie wodoru w hel. Zawartość wodoru w jądrze gwiazdy będzie maleć a helu (jeśli nie ma mieszania) rosnąć. W końcu wodoru zaczyna brakować, tempo reakcji spada, gwiazda ochładza się i ciśnienie centralne spada. Gwiazda kurczy się powodując wzrost tempreatury i ciśnienia w jądrze. Kiedy temeratura wzrośnie do ~100 milionów K, rozpocznie się spalanie helu w węgiel. Rysunek: Foundations of Astronomy, M. Seeds Wysokoenergetyczne fotony mogą rozbijać powstałe jądra

63 Modele gwiazd Równania budowy wewnętrznej Atmosfery gwiazdsymetria sferyczna równowaga hydrostatyczna równowaga termiczna transport promieniowania promienisty, konwektywny Atmosfery gwiazd widmo ciągłe (continuum) widmo liniowe (absorpcyjne)

64 Modele gwiazd Dane wejściowe modelu (parametry):masa gwiazdy (M) skład chemiczny (X,Y,Z – obfitości masowe) Fizyczne własności materii: równanie stanu p (r,T) współczynnik ekstynkcji k (r,T) współczynnik generacji energii e (r,T)

65 Modele gwiazd Dane wejściowe modelu (parametry):masa gwiazdy (M) skład chemiczny (X,Y,Z – obfitości masowe) Fizyczne własności materii: równanie stanu współczynnik ekstynkcji k współczynnik generacji energii e Warunki brzegowe: we wnętrzu Mr=0 : r=0, Lr=0 na zewnątrz: Mr=M: r=R, Lr=L m (r = R) = M L (r = 0) = 0 p (r = R) małe (np ) T (r = R) ze wzoru: 4pR2sT 4(R) =L(R))

66 Równanie ciągłości dM(r,t) / dr = 4pr2r Gwiazdę rozpatrujemyjako zespół koncentrycznych warstw o promieniu r, grubości dr i gęstości r . Masa warstewki: dMr = 4pr2 r dr dMr = 4pr2 r dr r r dr dM(r,t) / dr = 4pr2r

67 Równowaga hydrostatycznaSkierowana do wnętrza gwiazdy siła ciążenia jest zrównoważona przez ciśnienie gazu. F pr+dr pr masa warstewki: dMr = 4pr2 r dr przyspieszenie grawitacyjne: g = GMr/r2 siła nacisku: F = g dMr = 4pr2 r GMr/r2 dr siła pochodząca od różnicy ciśnień: F = 4pr2 (pr+dr – pr) = 4pr2 dp Mr dp / dr = – r GMr/r2

68 Równowaga termiczna Energia wypromieniowywana z powierzchni gwiazdy powstaje w jej wnętrzu: Lr e,r ilość energii uwalnianej w warstwie dr : dLr = er 4pr2 dr - e oznacza tempo produkcji energii dr r dLr / dr = 4pr2 er

69 Transport (przepływ) energiiTransport przez promieniowanie wskutek istnienia gradientu temperatury: dwa ciała doskonale czarne o temperaturach T i T+dT T T+dT s(T+dT)4 sT4

70 Transport (przepływ) energiiRóżnica przepływającej energii: dF=s(T+dT)4 - sT4 = s(T4+4T3dT+3T2(dT)2+4T(dT)3+4(dT)4 - T4)= ≈T3 dT Jasność gwiazdy w odległości r od środka: Lr = 4pr2Fr :Dostajemy dT/dr = (3/64p2s) kLr/(T3r2 ) gdzie k jest „nieprzezroczystością” T

71 Transport (przepływ) energiiTransport przez konwekcję: wskutek niewystarczającej wymiany ciepła z otoczeniem bąbelek gazu poruszający się w górę opisany przez gęstość r* i ciśnienie p* otoczenie: r i p przemiana adiabatyczna p1* ( V1 *) g = p2* ( V2 *) g p1* ( r 1 *) -g = p2* ( r 2 *) -g r2*, p2* r2, p2 dr r1, p1 r1*, p1* r1, p1

72 Transport (przepływ) energiiNa poziomie wyjściowym: r1* = r 1 oraz p1* = p1 przemiana adiabatyczna w bąbelku poruszającym się w górę: p2* = p2 oraz: r 2 = r 1 * (p2* /p1* ) 1/g = (p2 /p1) 1/g warunek stabilności: r2* > r  r2* > r 1 (p2/p1) 1/g wykorzystując równanie stanu gazu doskonałego dostajemy: (dT/dr) ad > (dT/dr)* r1, p1

73 Gęstość i temperatura wnętrza

74 Ewolucja gwiazd zależność Masa-Jasność dp/dr ~ -r GM/ r2 P/R ~ M2 /R5T ~ mm H/k (p/r) T ~ M/R dT/dr ~ kL/ (T3r2 ) T/R ~ kL/ (T3R2 ) przy czym k’= k/r=const L ~ M3

75 Twierdzenie o wiriale

76 Powstawanie gwiazd

77 Temperatura powierzchniowaPowstawanie gwiazd Obłok kurczy się w dynamicznej skali czasowej R ↓ (maleje) L ↑ (rośnie) T ↑ (rośnie) Obłok osiąga granicę Hayashiego (na diagramie HR) konfiguracja konwektywna w równowadze hydrostatycznej Kurczy się w termicznej skaliczasowej wzdłuż drogi ewolucyjnej Hayashiego L ↓ (maleje) Teff ~stałe ścieki energii: 20,000 K - dysocjacja H2 40,000 K - jonizacja H, potem He Temperatura powierzchniowa Ciąg Główny Jasność granica Hayashiego 5 4 2 1 3

78 Temperatura powierzchniowaPowstawanie gwiazd Powstaje promieniste jądro R ↓ (maleje) L ↓ (maleje) Tcent↑, Teff ↑(rosną) Temperatura centralna wystarczająca do zapoczątkowania reakcji termojądrowych. Gwiazda jest na Ciągu Głównym Temperatura powierzchniowa Ciąg Główny Jasność granica Hayashiego 5 4 2 1 3

79 Temperatura powierzchniowaPrzed Ciągiem Głównym Temperatura powierzchniowa Ciąg Główny Jasność granica Hayashiego

80 Istota ewolucji gwiazd4 x H  4He zmniejszenie liczby cząstek gazu N ↓ obniżenie ciśnienia (p ~ rT) pc ↓ wyrównanie (podniesienie) ciśnienia wymaga wzrostu temperatury Tc ↑ jest to możliwe tylko dzięki grawitacyjnemu skurczeniu się jądra Rj ↓

81 Istota ewolucji gwiazdWzrost temperatury centralnej powoduje zwiększenie się gradientu temperatury dT/dR a ten nie może być zbyt duży, bo gwiazda odprowadzałaby więcej energii niż ma do dyspozycji; w tej sytuacji musi wzrosnąć zewnętrzny promień gwiazdy: R↑ temperatura efektywna zmienia się: Teff ↑↓

82 Synteza ta prowadzi do zamiany 0.7% masy w energięEwolucja gwiazd 4 jądra H : X10-24 g 1 jądro He : X10-24 g różnia masy: X10-24 g Synteza ta prowadzi do zamiany 0.7% masy w energię E=mc2 nuklearna skala czasowa: tn = a Mc2/L 0.007 = 26.7 MeV/(4*931.5 MeV) a ~ 0.1 tn = 1010 ( M/Mo ) / (L/Lo ) lat

83 Ewolucja gwiazd Gwiazdy małomasywne, np. 1 M☼spalanie wodoru w jądrze konwektywnym profil łagodny – brak wyraźnej granicy jądra Palenie wodoru w otoczce jądra Konwekcja – ewolucja wzdłuż granicy Hayashiego 7x109 lat 5x109 lat

84 Ewolucja Czerwone nadolbrzymy Odrzucenie mgławicy planetarnej Gałąźhoryzontalna Białe karły

85 Ewolucja gwiazd Najmniej masywne gwiazdy: M < 0.8 M☼zdegenerowane jądro helowe kurczy się a otoczka ekspanduje czerwone nadolbrzymy wiatr gwiazdowy R ~ R ☼ - odrzucenie otoczki mgławice planetarne pozostaje odsłonięte jądro z T~ 50,000 K biały karzeł helowy (z liniami H w widmie) - DA

86 Ewolucja gwiazd Mało masywne gwiazdy: 0.8 M☼ < M < 3M☼Zapalenie helu jądro zdegenerowane: p(r,T) = p(r) →T ↑, ale p=const! błysk helowy: T cent ↑2x , Lcent ~1011 L☼ gwiazda kurczy się R ↓ L ↓ Teff ↑ gałąź horyzontalna- czerwone olbrzymy palenie helu („helowy ciąg główny”) odrzucenie otoczki mgławice planetarne jądro mgławicy planetarnej biały karzeł węglowy (z liniami He w widmie) - DB

87 Ewolucja Czerwone nadolbrzymy Odrzucenie mgławicy planetarnej Gałąźhoryzontalna Białe karły

88 Ewolucja gwiazd Gwiazdy masywne: np. 9 M☼ spalanie wodoru w jądrzejądro obejmuje 20% masy gwiazdy m↑ (masa cząsteczkowa rośnie) → jądro kurczy się (Tc, L, rc )↑ → (Tc-Tp)↑ → dT/dr~L↑ → R↑ → Teff↑ jądro 8% masy, ponad jądrem sporo helu dopalanie wodoru w jądrze cała gwiazda kurczy się → Tc↑ palenie wodoru w „skorupce” helowe jądro kurczy się i staje izotermiczne „skorupka” paląca wodór przesuwa się na zewnątrz dT/dr↑ → L↑ → R↑ → Teff↑ 20x106 lat 600 tys lat 10 tys lat

89 Ewolucja gwiazd Przebudowa jądra Ewolucja na gałęzi olbrzymówT↑ → e↑ → DR ↓ → L↓ → → dT/dr↑ → R↑ → Teff↓ Ewolucja na gałęzi olbrzymów pojawia się konwekcja (50% R) – mieszanie jądro kurczy się → R↑ L↑ Zapalenie helu (proces 3a → C) ekspansja jądra, (T,L,R) ↓ → Teff ↑ Konwekcja zanika, równowaga promienista palenie He w jądrze (5%L i ↑) palenie H w otoczce (95%L i ↓) 150 tys lat 60 tys lat 500 tys lat 100 tys lat

90 Ewolucja gwiazd 3 mln lat wzrost znaczenia reakcji 3aciąg główny „helowy” palenie helu w otoczce Gwiazdy średnio masywne (< 10 M ☼) powstaje zdegenerowane jądro węglowe kurczy się do T~109 K błysk węglowy lub supernowa (e ~ Tc120 ) → mgławica + gwiazda neutronowa Gwiazdy bardzo masywne (> 10 M ☼) : nigdy nie wytwarzają zdegenerowanego jądra powstają koncentryczne warstwy spalania pierwiastków zapadnięcie się jądra - supernowa → mgławica + ?? 160 mln lat

91 Supernowe

92

93 Ewolucja - gromada Start 80 mln 256 mln 3 mld 8 mld

94 Gromady otwarte 1 mln – 4 mld lat

95 Plejady – M45

96 Gromada kulista M5 Shown above is an example of an HR diagram for the globular cluster M5. Various regions of the HR diagram are identified: Main Sequence (MS); Turn off (TO); Red Giant Branch (RGB); Helium flash occurs here at tip of RGB (Tip); Horizontal Branch (HB); Schwarzschild gap in the HB (Gap); Asymptotic Giant Branch (AGB); the final stellar remnants, White Dwarfs (WD), will lie off the bottom of the diagram. These regions show the main phases of stellar evolution and are explained below. The Main Sequence - this is where stars spend most of their lifetime consuming Hydrogen in their cores via nuclear fusion. Our Sun is still on the main sequence. The MS extends well below the bottom of the figure, but owing to the faintness of the stars they weren't detected in the observations used to construct this figure. Turn Off - As the hydrogen fuel in a star's core runs out the core begins to collapse due to gravity and the star moves away from the main sequence. At the turn off nearly all the central fuel is gone. Red Giant Branch - When the central fuel is gone, hydrogen starts to burn in an envelope around a dense helium core. The star's outer regions expand due to this new energy input. As the emitting surface area of the star's photosphere increases so does its apparent brightness, also as it expands the photosphere cools (as it becomes cooler, the colour of the star becomes redder). The star thus moves up and to the right on the HR diagram, climbing the Red Giant Branch (RGB). Helium Flash - At the tip of the RGB the helium rich core ignites and helium fusion begins. This ignition of the core causes the star to move rapidly down the HR diagram to the Horizontal Branch region. Horizontal Branch - the HB is the region inhabited by stars which are burning Helium in their cores, converting it into Carbon. A strong feature of the HB in this particular globular cluster, M5, is a Gap in the HB. Gap in HB The HB in M5 is separated into two section - a Blue HB and a Red HB - separated by a gap. The gap indicates a region of instability in the physics of the stellar envelope which results in stars in this region quickly evolving either onto the red or blue flavors of HB. HB morphology differs between globular clusters, some GC's show both Blue and Red HB, some one and not the other. Asymtotic Giant Branch - As the central helium fuel runs out, shell burning starts again around the core. This time however two shells are formed, the inner one burning Helium and the outer burning Hydrogen. The star now moves off the HB and up the Asymtotic Giant Branch (AGB) blowing off it's outer layers. White Dwarf - Loss of the complete envelope of the star on the AGB leaves the central hot white dwarf in the middle of a planetary nebula (an example of which is shown on the right).

97 47 Tuc M68 from Walker 1994, AJ

98 47 Tucane – 109 lat

99 NGC 6535 from Sarajedini 1994 PASP 106 404M 3 from Buonanno et al 1994 AA

100

101 Kalibracja (B-V)turnoff - wiek-0.4 3.2 mln lat -0.3 16 mln lat 0.0 500 mln lat 0.4 4 mld lat 0.6 7.9 mld lat 0.9 25mld lat

102

103 Trapez Oriona

104 NGC 3603

105 Mgławica Orła - M 16

106 Ciemne mgławice, globule Boka

107 Mgławice emisyjne

108 Mgławice refleksyjne

109 Wiatr gwiazdowy

110 Białe karły film

111 Pozostałości po supernowych

112 Gwaizdy neutronowe

113 Czarne dziury

114 Astronomia - internet Słońce: Ziemia: Układ Słoneczny: Wykłady:http://super.colorado.edu/~astr1120/

115 Słońce Masa: 1.991x1030 kg (333 tys. mas Ziemi)Promień: 6.96x108 m (109 promieni Ziemi) Moc: 3.86x1033 erg/s. Jasność bolometryczna: mag Jasność absolutna: mag Oświetlenie: luksów Typ widmowy G2 (Teff=5800K)

116 Słońce Wnętrze: jądro palące wodór (T = 15 mln K) otoczka promienistaotoczka konwektywna

117 Słońce Powierzchnia: fotosfera (T = 6000 K)widmo Słońca: ciągłe, liniowe granulacja, plamy, pociemnienie brzegowe

118 Słońce Atmosfera chromosfera (bryzgi, protuberancje, pochodnie)korona słoneczna (T = 5mln K) wiatr słoneczny

119 Słońce Pole magnetyczne efekt dynamorotacja różniczkowa (25 dni równik, 30 biegun) wzmacnianie pola

120 Słońce Aktywność cykl 11-letni minimum Maundera (1645-1715)pola magnetyczne odzziaływanie Słońca na Ziemię (zorze) rozbłysk

121 Gwiazdy zmienne

122 koniec 16/01

123 Gwiazdy zmienne Gwiazdy zmienne podwójne Gwiazdy zmienne fizyczniezaćmieniowe elipsoidalne Gwiazdy zmienne fizycznie pulsujące (okresowe) niestacjonarne aktywne chromosferycznie (rotujące)

124 Gwiazdy podwójne 1/2 gwiazd w układach podwójnychjedyne źródło informacji o masach gwiazd promienie gwiazd

125 Gwiazdy podwójne - zaćmieniowenachylenie orbity ~90 stopni okresy 0.1 dnia - wiele lat

126 Gwiazdy podwójne spektroskopowoWidoczne linie widmowe (ruchome) jednego lub obu składników typowa dokładność niedawno: km/s dzisiaj: 1-10 m/s kontrast jasności: 1/10

127 Gwiazdy podwójne wizualnieOdległość kątowa  1”  odległość rzeczywista > 1 j.a.  okres obiegu > 1 rok

128 Gwiazdy pulsujące pas niestabilności czerwone olbrzymy białe karłydelta Scuti RR Lyrae cefeidy czerwone olbrzymy Cefeidy okres ~2 tyg. RR Lyrae okres ~0.5 dnia Miry okres ~ 1 rok Pulsujące białe karły okres ~ kilka minut Ciąg Główny

129 Gwiazdy pulsujące maszyna cieplna: przyczyny pulscacjidoprowadza energię w fazie sprężania zamienia na pracę podczas rozprężania przyczyny pulscacji źródło energii – strumień promieniowania mechanizm nieprzezroczystości: nieprzezroczystość zwykle maleje z temperaturą - ale: mechanizm  - gdy  rośnie z T mechanizm  - gdy  maleje w obszarach częściowej jonizacji – mniejszy wzorst T i większy wzrost 

130 Cefeidy Cefeidy klasyczne RR Lyrae zależność PL (Okres-Jasność)świece standardowe

131 Gwiazdy aktywne szybka rotacja + konwekcja = silne pole magnetyczne– efekt „dynamo” plamy rozbłyski rozbudowana korona

132 Gwiazdy kataklizmiczneSupernowe Nowe Nowe powrotne Nowe karłowate Błyski gamma (GRB)

133 Gwiazdy nowe Zmiana blasku 7-10 magnitudo Powtarzalność: ??Biały karzeł Towarzysz Zmiana blasku 7-10 magnitudo Powtarzalność: ?? Co kilka lat widoczne gołym okiem (max ~ 3-4 mag) Akrecja na gwiazdę karłowatą materiał bogaty w wodór może dojść do zapalenia świeżego paliwa biały karzeł towarzysz eksploduje Bogata w wodór materia przepływa z towarzysza na białego karła ulega wybuchowej fuzji. Gwiazda odrzuca nagromadzoną materię „Nowa”

134 Nowe karłowate Niestabilność dysku akrecyjnegopowtarzalność dni amplituda 3-5 mag

135 Gwiazdy supernowe supernowe typu Ia supernowe typu IIprzekroczenie masy Chandrasekhara przez białego karła w układzie podwójnym (M>1.44) nic nie zostajem lub gw. neutronowa supernowe typu II zapadnięcie się jądra żelaznego gwiazdy masywnej neutronizacja jądra pozostaje gw. neutronowa lub czarna dziura

136 Gwiazda podwójna rentgenowskaCzarne dziury Obserwcje pośrednie promieniowanie X układy podwójne jądra galaktyk rozkład prędkości materii ruchy gwiazd w polu grawitacyjnym jądro naszej galaktyki

137 Pulsary gwiazdy neutronowe masa 1-3 mas Słońca promień ~ 10 kmwiązka promieniowania oś rotacji gorące plamy magnetyczna Pulsary gwiazdy neutronowe masa 1-3 mas Słońca promień ~ 10 km okres rotacji ~ 1 s gęstość ~1012 g/cm3 pole magnetyczne ~ 1012 ziemskiego mgławica – „pozostałość po supernowej” sztywna skorupa (Fe?) kilkaset m ok. 10 km „płynne” wnętrze

138 Inne zmienne gwiazdy T Tauri gwiazdy rozbłyskowe gwiazdy Wolfa-RayetaR Coronae Borealis R CrB: Wolf Rayet stars Wolf-Rayet stars (often referred to as WR stars) are evolved, massive stars (over 20 solar masses), and are losing their mass rapidly by means of a very strong stellar wind, with speeds up to 2000 km/s. While our own sun loses of its own mass on a yearly basis, a Wolf-Rayet star loses 10-5 solar masses a year. These stars are also very hot: their temperature are in the range of 25,000 K to 50,000 K. [edit] Description Wolf-Rayet stars are a normal stage in the evolution of massive stars, in which strong, broad emission lines of helium and nitrogen ("WN" sequence) or helium, carbon, and oxygen ("WC" sequence) are visible. Due to their strong emission lines they can be identified in nearby galaxies. About 150 Wolf-Rayets are known in our own Milky Way Galaxy, about 100 are known in the Large Magellanic Cloud, while only 12 have been identified in the Small Magellanic Cloud. Wolf-Rayet stars were discovered spectroscopically in 1867 by the French astronomers Charles Wolf and Georges Rayet using visual spectrometery at Paris Observatory. Some (roughly 10% of the galactic) central stars of planetary nebulae are - despite their lower masses - also of the WR-type, i.e. they show emission line spectra with broad lines from helium, carbon and oxygen. It is possible for a Wolf-Rayet star to go into a "collapsar" stage in its death throes - this is when the core of the star collapses to form a black hole, sucking in the surrounding material. This is thought to be the precursor of a long gamma-ray burst.

139 Nasza Galaktyka

140 Curtis i Shapley 1920 Mgławice spiralne są układami gwiazd równoważnymi Drodze Mlecznej Heber D. Curtis Mgławice spiralne należą do Galaktyki Harlow Shapley

141 Shapley Curtis Main point The Milky Way is large and the `spiral nebulae' are part of it. The Milky Way is small and there may be other galaxies like it. Evidence Milky Way is so large that if the spiral nebulae have the same size, they are at inconceivably large distances from us. The large range in angular sizes of the spiral nebulae indicates that there is a huge range in distances to them. They cannot all be in our small Milky Way. The surface brightness of the Milky Way is lower than that of the spiral nebulae. So they cannot be similar things. We now know that this observation is caused by dust absorption. (Super-)Novae observed in the Andromeda nebula are much fainter than those in the Milky Way. This implies large distances. In fact, Curtis even underestimated the distance to Andromeda as he looked at supernovae, not novae, without knowing. Observations show that some spirals revolve once in about     years. If they are bigger than 5kpc, their outer regions travel at more than the speed of light. It later turned out that these observations were simply wrong... Emission lines from the spiral nebulae are similar to those you would get if you summed up the spectra of stars in the solar neighbourhood. Their Doppler shifts are huge and so they travel at much larger speeds than stars. Therefore they cannot be part of the Milky Way.

142 Rozkład mgławic na niebie: Charlier (1922):

143 Zasada Kosmologiczna Wszechświat: jednorodny izotropowyprawa fizyczne uniwersalne

144 Silna Zasada KosmologicznaWszechświat z każdego miejsca i w dowolnym momencie wygląda jednakowo. Wszechświat wieczny, niezmienny, stacjonarny i nieskończony - sprzeczne z obserwacjami (np. paradoks Olbersa) Teoria Stanu Stacjonarnego Gery.pl: Teoria Stanu Stacjonarnego Bardzo popularną swojego czasu i mającą zwolenników do dziś jest Teoria Stanu Stacjonarnego. Jej podstawą jest silna (zwana również doskonałą lub mocną) zasada kosmologiczna, która do postulatów jednorodności i izotropowości wymaganych przez zwykłą zasadę kosmologiczną dodaje dodaje postulat stacjonarności Wszechświata. Głosi ona, że obraz Wszechświata jest niezależny nie tylko od położenia obserwatora w przestrzeni, lecz także od chwili, w jakiej dokonuje on obserwacji. Jeśli świat się rozszerza (co w modelu przyjmuje się za fakt obserwacyjny) a nie jest pusty, to jego obraz w całości może się nie zmieniać w czasie tylko, gdy gęstość materii jest stale uzupełniana przez powstającą materię. Materia powinna powstawać z niczego w ilości jeden atom na jeden litr w czasie 5*1011 lat. W ten sposób kosztem odstępstwa od zasady zachowania energii (masy) można całkowicie wyeliminować początkową osobliwość (czyli Wielki Wybuch). Niestety model ten nie potrafi wytłumaczyć promieniowania reliktowego tła.

145 Prawo Hubble’a v = H0 • d z - redshift (przesunięcie ku czerwieni)H0= 72 km/s/Mpc z - redshift (przesunięcie ku czerwieni) z = Dl/l = (l-l0)/l = v/c (prawo Dopplera) l = (1+z) l0

146 Galaktyki

147 Galaktyki

148 Galaktyki

149 Krzywe rotacji galaktyk spiralnych

150 Krzywe rotacji a ciemna metria

151 Lokalna Grupa Galaktyk, D=5 mln l.św.

152 Gromady Galaktyk

153 Wszechświat wyspowy gwiazdy gromady gwiazd galaktyki Galaktyka 30kpcgrupy galaktyk do LMC 50 kpc Lokalna Grupa Galaktyk 2Mpc gromady galaktyk supergromady galaktyk, pustki skala jednorodności ; 500 Mpc First assumption of cosmology: the universe is homogeneous on large scales. ``Homogeneous'' merely means that every region of the universe is pretty much the same as every other region; there are no special locations. On small scales, the universe is obviously very inhomogeneous; it's full of lumps. Stars are much denser than the interstellar medium. Galaxies are much denser than the intergalactic medium. Even superclusters are denser than the voids between them. HOWEVER, on scales larger than superclusters and voids (> 100 Mpc), the universe is finally homogeneous. The average density of stuff within a sphere of radius 100 Mpc is the same as the average density of any other sphere of the same size. Second assumption of cosmology: the universe is isotropic on large scales. ``Isotropic'' merely means that every direction in the universe is pretty much the same as every other direction; no matter which way you look, you see the same view. On small scales, the universe is obviously anisotropic; there exist preferred directions. Look down & you see rock; look up & you see sky. Look toward the Virgo cluster & you see lots of galaxies; look away from the the Virgo cluster & you see fewer galaxies. HOWEVER, on scales larger than superclusters and voids (> 100 Mpc), the universe is finally isotropic. Another assumption of cosmology (and of all fields of science) is that the laws of physics are universal; that is, they are the same everywhere in the universe. For instance, we assume that Kepler's Third Law applies to a binary galaxies millions of light years away just as well as it applies to planets within the Solar System. Combine the assumptions of homogeneity, isotropy, and universality, and you have the cosmological principle. The cosmological principle states that on large scales (> 100 Mpc), the universe looks the same from every vantage point. In particular, we here on Earth are not in a special position in the universe (shades of Copernicus!) The cosmological principle, if true, implies that the universe cannot have an edge or a center. An observer at the edge of the universe would see a very different view from an observer at the center of the universe, thus violating the cosmological principle.

154 Struktura przestrzenna galaktyk - CfA0.6 mld lat św.

155 Struktura przestrzenna galaktyk – 2dF2 mld lat św.

156 Struktura przestrzenna - kwazary

157 Wszechświat płaski nieskończona objętość geometria euklidesowasuma kątów trójkąta = 180 stopni

158 Wszechświat z dodatnią krzywiznąskończona objętość geometria nieeuklidesowa suma kątów trójkąta > 180 stopni

159 Wszechświat z ujemną krzywiznąnieskończona objętość geometria nieeuklidesowa suma kątów trójkąta może być < 180 stopni

160 Krzywizna Wszechświatagęstość krytyczna: w modelach kosmologicznych: rcrit = 3H02/(8pG), H0 = 70 km/s rcrit = 8x10-27 kg/m3 Omega = r/rcrit Z obserwacji współczesnych: Wszechświat jest płaski masa w gromadach galaktyk Omegam= 0.3 materia barionowa (0.04) + ciemna OmegaE = 0.7 ciemna energia

161 Krzywizna Wszechświatagęstość krytyczna: rcrit = Srm + ( SE )/c2 rcrit = 3H02/(8pG), H0 = 70 km/s rcrit = 8x10-27 kg/m3 Omega = r/rcrit Z obserwacji współczesnych: Wszechświat jest płaski masa w gromadach galaktyk Omegam= 0.3 materia barionowa (0.04) + ciemna OmegaE = 0.7 ciemna energia

162 Poszukiwanie ciemnej energiiPromieniowanie tła ? nie: omega ~0.01 Prędkość ekspansji – stała Hubble’a H0 obecnie 70 km/s pomiar H0 dawniej - dla dużych redshiftów During the past decade, research groups have carefully observed Type Ia supernovae with large redshifts (and hence at large distances). After observing dozens of distant supernovae, they plotted the distances (deduced from their apparent brightness) as a function of their recession velocity (deduced from their redshift). Result: distant supernovae have redshifts slightly smaller than they would if the expansion of the universe were not accelerated. Deduction: the universe was expanding more slowly in the past than it is now. Speculation: the speed-up of the expansion is caused by the pressure of the dark energy.

163 Poszukiwanie ciemnej energiiStała kosmologiczna L w równaniach ogólnej teorii względności Einsteina dostarcza energii (zapewniając płaskość Wszechświata) dostarcza ciśnienia (zapewniając akcelerację) w mechanice kwantowej równoważna z energią i ciśnieniem próżni (w której tworzą się i anihilują wirtualne pary cząstka-antycząstka) Kwintesencja – nieznane pole kwantowe During the past decade, research groups have carefully observed Type Ia supernovae with large redshifts (and hence at large distances). After observing dozens of distant supernovae, they plotted the distances (deduced from their apparent brightness) as a function of their recession velocity (deduced from their redshift). Result: distant supernovae have redshifts slightly smaller than they would if the expansion of the universe were not accelerated. Deduction: the universe was expanding more slowly in the past than it is now. Speculation: the speed-up of the expansion is caused by the pressure of the dark energy.

164 Testy kosmologiczne Wiek Wszechświatat ~ 1/H0 , nie może być krótszy od wieku najstarszych obiektów – gromad kulistych i białych karłów H0< km/s/Mpc

165 Testy kosmologiczne Diagram Hubble’am = M + 5 log z + 5 log RH + C ; RH= c/H dla Cefeid Diagram Hubble'a Prawo Hubble'a, określające związek między odległością a prędkością ekspansji Wszechświata, stanowi punkt wyjścia do wyznaczania jego geometrycznych własności. Oświetlenie (w terminologii astronomicznej - jasność obserwowana albo strumień) f produkowane przez źródło promieniowania, natężenie źródła światła (jasność absolutna) L i odległość r w płaskiej przestrzeni są związane zależnością: f = L / r2, co wyrażone za pomocą widomych i absolutnych wielkości gwiazdowych m i M przyjmuje postać m = M + 5log r + C, gdzie stała C zależy od wyboru jednostek (C = - 5 i 25 dla odległości wyrażonej, odpowiednio, w pc i Mpc). W rozszerzającym się Wszechświecie zależność ta ulega modyfikacji, wynikającej z faktu oddalania się źródła od obserwatora oraz - ewentualnie - nieeuklidesowej geometrii przestrzeni. Dla odległości niewielkich w porównaniu z promieniem krzywizny r = c z / H, co pozwala wyrazić zależność między m i M za pomocą przesunięcia widma z ku czerwieni:   m = M + 5 log z + 5 log RH + C,   gdzie RH = c / H jest promieniem Hubble'a. RH określa w przybliżeniu rozmiary obszaru dostępnego obserwacjom; np. dla H = 100 km/s/Mpc, RH = 3000 Mpc. Dla dużych odległości i prędkości ucieczki przesunięcie widma obserwowanego w stosunku do emitowanego, spowodowane efektem Dopplera, zmienia widomą wielkość gwiazdową. Zmiana ta zależy od kształtu widma obiektu. Trudność ta się nie pojawia, gdy w zależności m ~ M występują wielkości określające integralną jasność obiektu w całym zakresie widma (tzw. wielkości bolometryczne).

166 Testy kosmologiczne Diagram Hubble’am = M + 5 log z + 5 log RH + C ; RH= c/H dla supernowych typu Ia Fig. 6. Deviations in the Hubble diagram. Each point in this plot shows the difference at each redshift between the measured apparent brightness and the expected location in the Hubble diagram in a universe that is expanding without any acceleration or deceleration. The blue points correspond to median values in eight redshift bins. The upward bulge at z is the signature of cosmic acceleration. The hint of a turnover in the data at the highest redshifts, near z = 1, suggests that we may be seeing past the era of acceleration driven by dark energy back to the era of deceleration dominated by dark matter. From top to bottom, the plotted lines correspond to the favored solution, with 30% dark matter and 70% dark energy, the observed amount of dark matter (30%) but no dark energy, and a universe with 100% dark matter (from ref. 18).

167 Testy kosmologiczne zależność Q-z zliczenia obiektówśrednica kątowa vs. poczerwienienie Q = 1/r Wszechświat płaski np. centralne obszary gromad galaktyk zliczenia obiektów

168 Historia Wszechświatatemperatura 1032 K, Wszechświat mniejszy od atomu, cztery oddziaływania zunifikowane 10-36 s grawitacja oddziela się od innych sił, Wszechświat wielkości pomarańczy jest gorącą zupą kwarkowo-elektronową 10-6 s kwarki łączą się w protony, protony i elektrony tworzą neutrony. Materia i antymateria anihiluje, Pozostaje niewielka pozostałość zwykłej materii. 1 s tworzą się pierwsze jądra atomowe 1 mln lat Wszechświat staje się przezroczysty. Promieniowanie zostaje uwolnione 1 mld lat zaczynają się formować galaktyki Ewolucja Wszechświata Stadium Czas trwania Stan końcowy materii Proces Era hadronowa 10-4 s temperatura: 1012 K gęstość: 1017 kg/m3 Silne oddziaływujące na siebie cząstki elementarne, np. protony. Era leptonowa 10 s temperatura: 2 * 1010 K gęstość: 108 kg/m3 Cząstki oddziałujące słabo lub elektromagnetycznie, np. elektrony. Era promieniowania 1000 s temperatura: 1010 K gęstość: 107 kg/m3 Początek rekombinacji jonów w atomy wodoru i helu pierwotnego. Era rekombinacji 105 lat temperatura: 4 * 103 K gęstość: kg/m3 Początek tworzenia się molekuł. Era materii obecnie temperatura: 2,74 K (tło) gęstość: kg/m3 Powstawanie galaktyk, gromad galaktyk, gwiazd.

169 Ewolucja WszechświataStadium Czas trwania Stan końcowy materii Proces Era hadronowa 10-4 s temperatura: 1012 K gęstość: 1017 kg/m3 Silne oddziaływujące na siebie cząstki elementarne, np. protony. Era leptonowa 10 s temperatura: 2 * 1010 K gęstość: 108 kg/m3 Cząstki oddziałujące słabo lub elektromagnetycznie, np. elektrony. Era promieniowania 1000 s temperatura: 1010 K gęstość: 107 kg/m3 Początek rekombinacji jonów w atomy wodoru i helu pierwotnego. Era rekombinacji 105 lat temperatura: 4 * 103 K gęstość: kg/m3 Początek tworzenia się molekuł. Era materii obecnie temperatura: 2,74 K (tło) gęstość: kg/m3 Powstawanie galaktyk, gromad galaktyk, gwiazd.

170 Teoria Wielkiego WybuchuTeoria Wielkiego Wybuchu Wszystkie modele dziś jednak ustąpiły wyraźnie Standardowemu Modelowi Kosmologicznemu inaczej nazwanemu Teorią Wielkiego Wybuchu lub nieco żartobliwie Big Bang. Obecnie jest to prawie powszechnie przyjmowany przez kosmologów model opisujący powstanie Wszechświata i jego dotychczasową historię. Pomysł bierze się z faktu, że Wszechświat się rozszerza, wobec tego kiedyś musiał być bardzo mały a jego gęstość bardzo duża. Początek ekspansji Wszechświata nazywamy właśnie Wielkim Wybuchem. Istniej kilka najważniejszych etapów w ewolucji Wszechświata zwanych erami. Podział na ery i ich nazwy różnią się od siebie w zależności od opracowania. Od 0 do 10-43sekundy W pierwszych sekundy przy gęstość większej od 1097 kg/m3 einsteinowska teoria grawitacji nie obowiązuje i nie umiemy obecnie opisać zjawisk jakie wtedy zachodziły. Być może dopiero nowa kwantowa teoria grawitacji, którą fizycy próbują stworzyć, opisze ten etap. Spodziewamy się jedynie, że temperatura i gęstość Wszechświata malały. Jako Wszechświat rozumiemy sumę materii i energii, bowiem godnie z teorią względności te dwie wielkości są sobie równoważne. W początkowych erach występowała zdecydowana dominacja energii nad materią. Na zakończenie ery Plancka temperatura wynosiła 1032 kelwinów. Era plazmy kwarkowo - gluonowej (hadronowa) Od do 10-4 sekundy Na początku wszystkie oddziaływania, z wyjątkiem grawitacyjnego, czyli elektromagnetyczne, słabe i silne miały jednakowe znaczenie i były nieodróżnialne. Między tymi oddziaływaniami występowała symetria. Ten okres nazywa się wielką unifikacją. Symetria została złamana w chwili sekundy, kiedy temperatura spadła do wartości 1028 kelwinów. Oddziaływanie silne oddzieliło się wtedy od oddziaływania słabego i elektromagnetycznego, a jego moc zaczęła przewyższać moc dwóch pozostałych, jak ma to miejsce i dzisiaj. Konsekwencją złamania symetrii było wydzielenie się wielkiej ilości energii. Od do sekundy wyzwolona energia spowodowała gwałtowne przyspieszenie ekspansji Wszechświata, które trwa do dziś. Proces gwałtownego rozszerzania się Wszechświata nazywamy inflacją. Doprowadziło to do wygładzenia wszelkich większych niejednorodności jakie mogły istnieć we wcześniejszych fazach. Dlatego dzisiaj Wszechświat w dużych skalach jest jednorodny i izotropowy, czyli we wszystkich kierunkach wygląda tak samo. Od czasu sekundy ekspansja stała się znacznie wolniejsza, ale Wszechświat nadal zmniejszał swą gęstość i stygnął. Temperatura jednak była na tyle wysoka, że występowały wszystkie typy kwarków i była taka sama ilość antykwarków. Po obniżeniu się temperatury cięższe kwarki zaczęły się rozpadać, a lżejsze zaczęły się łączyć w hadrony. Najrozmaitsze odmiany hadronów znajdowały się w równowadze termodynamicznej ze sobą, nie tylko te najbardziej trwałe takie jak protony, neutrony, hiperony, piony, kaony, ale wiele krótkożyjących rezonansów. Poza cząstkami w dużych ilościach istniały antycząstki i energia. Nieustannie powstawały pary cząstka-antycząstka i jednocześnie zachodziła anihilacja tych par. Z powodu istnienia dużej ilości hadronów tę część ery nazywa się również erą hadronową. Gdy temperatura malała coraz bardziej dominował proces anihilacji. W końcu wszystkie pary barion-antybarion uległy anihilacji za wyjątkiem protonów i neutronów, które pozostały do dziś. Można to wytłumaczyć z zasady łamania symetrii między cząstkami i antycząstkami. Era leptonowa Od 10-4 sekundy do 10 sekund W poprzedniej erze istniały również leptony, ale stanowiły jedynie nic nie znaczącą domieszkę. Obecnie to leptony wysunęły się na pierwsze miejsce. Powstawały pary elektron-pozyton mion-antymion, taon-antytaon i odpowiednie pary neutrino-antyneutrino. Wraz ze spadkiem temperatury malał proces powstawania par lepton-atylepton, a więcej było procesów anihilacji. W pierwszej kolejności zanihilowały cięższe cząstki czyli miony i taony. W tej erze neutrina praktycznie przestały oddziaływać z pozostała materią i rozproszyły się. Jest więc nadzieja, że w przyszłości wykryjemy je w postaci "reliktowych neutrin tła". Pod koniec tej ery zaczęły rozpadać się neutrony, które są cząstkami nietrwałymi. Część z uniknęła zagładzie, łącząc się z protonami w stabilne jądra. Najpierw powstały jądra deuteru, z nich helu-3, a następnie cząstki alfa czyli jądra helu-4 (powstały również nieliczne jądra litu). Jak się sądzi w tym czasie nie było warunków do powstania ciężkich jąder ponieważ z początku było za mało cząstek alfa do syntezy, a później za mała gęstość materii. To z tego okresu pozostały międzygalaktyczne obłoki helowe. Proces ten trwał do około dziesięciu minut. Ten okres niektórzy oddzielają i nazywają erą nukleosyntezy. Era promieniowania Od 10 sekund do lat Po około 10 sekund elektrony i ich antycząstki zanihilowały, pozostawiając niewielką nadwyżkę elektronów, której istnienie tłumaczymy również z zasady łamania symetrii. Zaczęła się era promieniowania, w której Wszechświat był wypełniony głównie fotonami z niewielką domieszką protonów i neutronów, oraz minimalnymi ilościami helu. Cząstki te nieustannie oddziaływały ze sobą i temperatura promieniowani była równa temperaturze materii, Wszechświat był nieprzezroczysty. Po około lat od Wielkiego Wybuchu energia zawarta w promieniowaniu stała się mniejsza od energii związanej z materią. Mówimy, że Wszechświat przestał być zdominowany przez promieniowanie, a stał się zdominowany przez materię. Po około latach temperatura spadła do wartości 3000 kelwinów. Wtedy średnia energia fotonów zmalała poniżej energii jonizacji atomu wodoru. Protony połączyły się wtedy trwale z elektronami w atomy, a fotony poruszały się niemal swobodnie, tworząc promieniowania tła Era gwiazdowa (galaktyczna) Od lat do dzisiaj Stworzono wiele modeli powstawania galaktyk i ich układów, ale nadal proces tworzeni się galaktyk pozostaje zagadką. Po uwolnieniu promieniowania Wszechświat wypełniony był w miarę jednorodnym obłokiem wodoru z domieszką helu. Głównym oddziaływaniem, które zaczęło wówczas dominować, była siła grawitacji. Powstawały obłoki gazu, zagęszczające się stopniowo dzięki sile grawitacji, a między nimi powstawała próżnia kosmiczna z malejącą gęstością materii. Nie wiemy niestety, czy najpierw powstawały galaktyki, które potem łączyły się w gromady, czy też najpierw tworzyły się większe obiekty i później dzieliły na mniejsze. Być może oba procesy zachodziły jednocześnie? Nie wiemy nawet, czy zarodki galaktyk i ich gromad były przypadkowymi zagęszczeniami gazu, czy też istniały jakieś twory, na przykład skupiska ciemnej materii, wokół których gaz się zagęszczał. Być może zalążki galaktyk powstawały już w erze inflacji. Po uformowaniu galaktyk niestabilności grawitacyjne powodowały, że obłoki tęgo gazu zapadały się, tworząc pierwsze pokolenie gwiazd. Masy pierwszych gwiazd były bardzo duże dlatego w końcowych stadiach ewolucji tych gwiazd powstają w nich jądra ciężkich pierwiastków takich jak węgiel, tlen, neon, krzem, siarka aż do żelaza włącznie. Podczas wybuchu supernowych zewnętrzne warstwy zostają rozerwane i przenikają do materii międzygwiazdowej. Powstają przy tym jeszcze cięższe pierwiastki. Każde kolejne pokolenie gwiazd powstających z zapadających się obłoków gazu, zawiera więc coraz większą ilość pierwiastków ciężkich. Proces wzbogacania materii międzygwiazdowej w pierwiastki ciężkie trwa do chwili obecnej. Słońce jest gwiazdą drugiej lub trzeciej generacji dlatego zawiera w swym wnętrzu od 1% do 2% pierwiastków ciężkich. Pierwsze gwiazdy nie miały prawdopodobnie swoich układów planetarnych. Do formowania się planet potrzebne są krystaliczne ziarna pyłu. Ziarna te zlepiając się tworzą większe ciała, tak zwane planetozymale, będące zalążkami planet. Ponieważ pył zbudowany jest z pierwiastków ciężkich nie mógł istnieć w pierwszych fazach rozwoju galaktyki. Kiedy jednak wytworzyła się wystarczająca ilość pierwiastków ciężkich, z materii otaczających nowo powstałe gwiazdy zaczęły formować się planety.

171 Astrofizyka gwiazd – zakres wykładu:·        Źródła danych astrofizycznych (prom. EM, kosmiczne, neutrinowe, grawitacyjne) ·        Nowoczesne teleskopy – zwierciadła, optyka aktywna, adaptywna ·        Promieniowanie elektromagnetyczne ·        Zakresy widma, okna atmosferyczne, seeing, ekstynkcja ·        Prawo Plancka, Stefana-Boltzmana ·        Temperatura barwna, efektywna ·        Obiekty obserwowane w różnych dziedzinach promieniowania ·        Parametry gwiazd ·        Wielkości gwiazdowe, prawo Pogsona ·        Wyznaczanie odległości, mas, promieni, temperatury, jasności ·        Klasyfikacja widmowa gwiazd, klasy jasności ·        Diagram Hertzsprunga-Russela, Ciąg Główny itp. ·        Budowa gwiazd ·        Źródła energii: synteza, rozpad, kontrakcja, stygnięcie ·        Model gwiazdy: ·        Równania budowy wewnętrznej, konsekwencje twierdzenia o wiriale ·        Reakcje termojądrowe, cykl PP, temperatury wnętrza gwiazdy. ·        Transport promieniowania, nieprzezroczystość, konwekcja ·        Równanie stanu, degeneracja materii ·        Ewolucja gwiazd: ·        Obszary gwiazdotwórcze ·        Masa Jeansa, kontrakcja i fragmentacja obłoków ·        Ewolucja na Ciągu Głównym ·        Późne etapy – olbrzymy, nadolbrzymy, utrata masy, mgławice planetarne, białe karły, supernowe ·        Słońce ·        Charakterystyczne wielkości (temperatura, gęstość, masa) ·        Wnętrze, fotosfera, chromosfera, korona, wiatr słoneczny ·        Konwekcja, granulacja, rotacja różniczkowa, pole magnetyczne, mechanizm dynamo ·        Aktywność magnetyczna, cykl lata, plamy, protuberancje, rozbłyski ·        Gwiazdy zmienne ·        Podwójne – zaćmieniowe, spektroskopowe, masy, promienie ·        Fizyczne – pulsujące, kataklizmiczne (nowe, nowe karłowate, supernowe) ·        Związek okres-jasność, świece standardowe