ewolucja gwiazd w układach podwójnych...powrót do olbrzymów jasność temperatura / kolor ms s y...
TRANSCRIPT
Ewolucja gwiazd w układach podwójnychrzecz o gwiezdnym kanibalizmie
Marek Stęślicki, IA UWr
Ogólnopolskie Spotkania Astronomiczne, Orle 2009
jasn
ość
temperatura / kolor
Wykres Hertzsprunga-Russella
Ewolucja pojedynczych gwiazd
Mgławica w Orionie, HST
Mgławica w Kilu, ESO La Silla
Ramię Perseusza
Ramię Lokalne (Oriona)
Ramię
Strz
elca
Ramię Centaura
Ra
mię Ł
abędzia
Ramię Węgielnicy
Słońce
Mgławice widoczne w zakresie widzialnym
Narodziny gwiazd
oś r
ota
cji
Mgławica w Orionie, HST
Ciąg głównyja
snoś
ć
temperatura / kolor
ZAMS
TAMS
ciąg główny
Cykl p-p
Cykl CNO
Wędrówka w kierunku olbrzymówja
snoś
ć
temperatura / kolor
ZAMS
TAMS
ciąg główny
„popiół” helowy
„palący się” wodór „niepaląca się” powłoka
gałą
ź ol
brzy
mów
Błysk helowyja
snoś
ć
temperatura / kolor
ZAMS
TAMS
ciąg główny
gałą
ź ol
brzy
mów
gałąź horyzontalna
błysk helowy
Cykl 3
Powrót do olbrzymówja
snoś
ć
temperatura / kolor
ZAMS
TAMS
ciąg główny
gałą
ź ol
brzy
mów
gałąź horyzontalna
gałą
ź as
ympt
otyc
zna
„popiół” węglowy
powłoka „paląca” hel
„nie paląca się” powłoka
powłoka „paląca” wodór
Białe karłyja
snoś
ć
temperatura / kolor
ZAMS
TAMS
ciąg główny
gałą
ź ol
brzy
mów
gałąź horyzontalna
gałą
ź as
ympt
otyc
zna
Białe karły
mgławice planetarne
Mgławica pierścień
HS
T
≈ 1 t/cm3
Wykres H-R dla gwiazd Galaktykija
snoś
ć
temperatura / kolor
fot.
Lar
ry L
and
olfi
Wykresy H-R dla gromad gwiazd
jasn
ość
temperatura / kolor
jasn
ość
temperatura / kolor
Fot
. N
OA
O
Fot
. N
OA
O
Gromada otwarta Persei Gromada kulista M13wiek gromady 11 mln. lat wiek gromady 11,7 mld. lat
Układy podwójne i wielokrotne
fot.
F.
Rin
gwa
ld
fot.
Mic
hae
l Ra
gsda
le
fot.
F.
Rin
gwal
d
Mizar Lyrae Orionis
HS
T
HS
T
ES
O
PolarisSyriusz Centauri
Gwiazdy spektroskopowo podwójne
v = 0
Układy zaćmieniowejasność
czas
Prawo powszechnego ciążenia
5 czerwca roku 1686 ukazuje się Philosophiae Naturalis Principia Mathematica
Prawa Keplera zostają uzasadnione fizycznie.
Od tego momentu następuje gwałtowny rozwój metod analitycznych służących również badaniu ruchu planet i innych obiektów w Układzie Słonecznym
2
21
r
mmGF =
sir Isaac Newton Robert Hooke
Układy trzech ciał
W przypadku trzech ciał układ równań ruchu można rozwiązać jedynie dla kilku przypadków szczególnych, np:
Joseph Louis Lagrange
animacja R. Moeckel
m1 = m
2 = m
3
animacja R. Moeckel
e = 1 e = 0,9 e = 0
Ograniczone zagadnienie trzech ciał
Lagrange rozwiązał problem 3 ciał w przypadku gdy jedna z mas jest zaniedbywalnie mała (ograniczone zagadnienie trzech ciał)
Punkty Lagrange'a: L1, L
2, L
3, L
4 i L
5
Ograniczone zagadnienie trzech ciał
Lagrange rozwiązał problem 3 ciał w przypadku gdy jedna z mas jest zaniedbywalnie mała (ograniczone zagadnienie trzech ciał)
Punkty Lagrange'a: L1, L
2, L
3, L
4 i L
5
Trojanie i Grecy
Ograniczone zagadnienie trzech ciał
Powierzchnia Roche'a
płaszczyzna orbitypłaszczyzna orbity
Powierzchnia Powierzchnia Roche'aRoche'a
Powierzchnia Powierzchnia Roche'aRoche'a
LL11
Błękitni maruderzy (blue stragglers)ja
snoś
ć
temperatura / kolor
Fo
t. H
illar
y M
ath
is,
NO
AO
Gromada kulista M55wiek gromady 13 mld. lat
Jak powstają?
Ciasny układ gwiazd ciągu głównego
Materia mniej masywnego składnikaprzepływa na bardziej masywny
W końcu powstaje jedna gwiazda
Paradoks Algola
SkładnikiWielka półoś e
Okres orbitalny Inklinacja
A—B 0.00218″ 0.00 2.87 dni 97.69°
(AB)—C 0.09461″ 0.225 680.05 dni 83.98°
0,8 M⊙
3,7 M⊙
gwiazda ciągu głównego podolbrzym
Algol ( Persei) – układ trzech gwiazd
Przepływ materii
strumieńmaterii
powierzchniaRoche'a
olbrzym / podolbrzym
gwiazdaciągu
głównego
dysk akrecyjny
powierzchniaRoche'arotacja
Ewolucja Algoli
ZAMS
TAMS
gałąźolbrzymów
gwiazdahelowa
gwiazdahelowa
Białykarzeł
gwiazda ciągu głów
nego
gwia
zda
ciąg
u gł
ówne
go
Układ z białym karłem