1 Źródła zmian ewolucyjnychnierównowaga cieplna po wyczerpaniu „ paliwa” jądrowego lub w wyniku niestabilności

2 nierównowaga cieplna cieplna skala czasu ewolucji

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

4 Źródła zmian ewolucyjnychnierównowaga 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 jądrowejjądrowa skala czasu faza ciągu głównego

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

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

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

10 Utrata masy ciąg główny

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

12 Utrata masy przez izolowane gwiazdyciąg główny wiatr słoneczny

13 Utrata masy przez izolowane gwiazdyciąg 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 olbrzymówWzór Reimersa

15 Bardzo duża utrata masyGałąź asymptotyczna: do 90% Składniki ciasnych układów podwójnych

16 struktura ewolucyjnych modeli gwiazdrównania struktury warunki brzegowe takie jak dla modeli równowagowych

17 Początek (ZAMS): jednorodny rozkład obfitości wodoru i helu 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 Największa względna masa izotermicznego jądraOD 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 JĄDRZEPoczątek: 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 jądrzeZAHB 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 postAGBniestabilność i pulsy cieplne

30 Schemat struktury wewnętrznej gwiazdy na AGBKarakas 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 masywnychBurbidge2, Fowler & Hoyle (1957)

34 supernowe typów II Ib, IcKOŃCOWE 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 neutronówprocesy s i r 47