"Zrobiłem straszną rzecz. Zapostulowałem istnienie cząstek, które nie mogą być odkryte..." - W. Pauli
 
/Strona główna/Skąd pochodzą/Neutrina z gwiazd

Ulubione

Drukuj

Mapa

Kontakt
 
Neutrina z gwiazd

Życie gwiazd zależy przede wszystkim od ich mas. Bardziej masywne gwiazdy szybciej spalają dostępne paliwo jądrowe i szybciej kończą swój żywot. Gwiazdy rodzą się w obłokach gazowo-pyłowych, które znajdują się w galaktyce. Dzięki sile grawitacji niewielkie fluktuacje zagęszczeń materii wewnątrz takich obłoków rosną z czasem, aż w końcu stają się na tyle masywne i gęste, że w ich wnętrzu zaczynają zachodzić procesy syntezy jądrowej (zamiany lżejszych pierwiastków w cięższe). Wyzwalana w tym procesie energia zapobiega dalszemu zapadaniu się zagęszczenia materii. Powstaje nowa gwiazda.

Ciemna mgławica - początek ewolucji gwiazd

Materia, która utworzyła nową gwiazdę to przede wszystkim wodór. I to on pierwszy ulega syntezie jądrowej w tzw. procesie pp, pep lub CNO. Natężenie owych procesów zależy od temperatury jaka panuje w gwieździe, a ta z kolei zależy od jej masy. Dla mniej masywnych gwiazd dominuje cykl pp, dla bardziej masywnych CNO. Oba te cykle prowadzą do przemiany wodoru w hel. Kiedy zasoby wodoru w gwieździe wyczerpują się, znaczącą rolę zaczynają odgrywać reakcje syntezy cięższych pierwiastków. W czasie każdego z owych procesów wydzielana jest energia, która wystarczająca jest dla zapewnienia gwieździe stabilności. W miarę upływu czasu tworzone są w gwieździe coraz cięższe pierwiastki. Ostatnim pierwiastkiem, który może być utworzony w wyniku syntezy jest żelazo. Synteza cięższych pierwiastków jest energetycznie niekorzystna. Znaczy to tylko tyle, że w czasie ich syntezy jest pochłaniana, nie zaś wydzielana energia. Nie wszystkie gwiazdy przechodzą przez cały cykl syntezy. Lżejsze gwiazdy mają masę nie wystarczającą do tego, aby w wyniku kurczenia się wywrzeć na swoje jądro wystarczające ciśnienie, wymagane dla syntezy cięższych pierwiastków. Takie gwiazdy kończą swój żywot po wypaleniu najcięższego z możliwych substratów syntezy. Po dokonaniu tego gwiazdy te powoli stygną zamieniając się w białe i brązowe karły. Część z nich dodatkowo odrzuca swoją zewnętrzną otoczkę, która przybiera formę malowniczej tzw. mgławicy planetarnej.

Ciemna mgławica - początek ewolucji gwiazd

W przypadku gwiazd znacznie cięższych od Słońca w gwieździe palone są wszystkie pierwiastki, aż do żelaza, a jej śmierć następuje poprzez wybuch supernowej. Wybuch ten powoduje rozerwanie gwiazdy i wyrzucenie większości jej materii w przestrzeń międzygwiazdową. Część materii, stanowiąca pierwotnie jądro gwiazdy i związana siłami grawitacji, zostaje po wybuchu skupiona w niewielkim obszarze tworząc obiekt zwany gwiazdą neutronową. Obiekt ten ma rozmiary rzędu 10-15 kilometrów i masę 1-3 mas Słońca! Jest więc niezwykle gęsty. Właściwie jest on ogromnym jądrem atomowym składającym się z samych neutronów.

Pozostałość po wybuchu supernowej - Mgławica Krab

Czasami, jeśli masa umierającej gwiazdy była dostatecznie duża, po wybuchu supernowej nie powstaje gwiazda neutronowa, zaś najbardziej egzotyczny obiekt znany współczesnej fizyce - czarna dziura.

Czarna dziura - wizja artystyczna

Wszystkie gwiazdy, we wszystkich stadiach swojej ewolucji są wydajnymi producentami neutrin. Aby dowiedzieć się więcej przeczytaj:

Słońce

Inne gwiazdy

Wybuch supernowej
.

Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) indyjski fizyk. Przez całe swoje życie zajmował się zagadnieniami związanymi z ewolucją gwiazd. Opracował model teoretyczny białych karłów, model dynamiki gwiazd, atmosfer gwiazdowych. Zajmował się również astrofizyką relatywistyczną i teorią czarnych dziur. Za swój wkład w zrozumienie ewolucji gwiazd w 1983 roku został nagrodzony Nagrodą Nobla.
Aby dowiedzieć się więcej:


Ejnar Hertzsprung (1873-1967) duński astronom. Współtwórca tzw. diagramu Hertzsprunga-Russela. Diagram ten porządkuje wszystkie znane gwiazdy w zależności od ich temperatury i jasności. W różnych miejsach pojawiają się na nim gwiazdy będące w różnych stadiach swojej ewolucji. Diagram jest więc zapisem ewolucji gwiazd i różnych możliwości owej ewolucji. Hertzsprung wyznaczył również odległości do kilku bliskich gwiazd zmiennych typu Cefeid.
Aby dowiedzieć się więcej:

 
 | Kontakt | Mapa| Podziękowania |  © Odkrywanie Neutrin