Zanim rozpocznę kolejny wpis o badaniu gwiazd, małe ogłoszenie. Chciałbym aby jednym z moich podziękowań dla Was była regularna seria wyczerpujących wpisów. Kontynuując tradycję wpisów pod tagiem #astronomiaodkuchni, we czwartki zamieszczał będę na mirko dwutygodnik astronomiczny. Tematyką wpisów będzie ogólnie pojęta astronomia widziana... od kuchni, czyli przez zawodowego astronoma. Co nieco o ciekawych ciałach niebieskich, dwa słowa o technikach pracy, metodach badań oraz komentarze o bieżących wydarzeniach. Regularne wpisy, które będą ukazywały się raz na dwa tygodnie, będą zawierały zapowiedziane wcześniej tematy, tak jak to robiłem do tej pory. Dlaczego dwutygodnik? Ze względu na ilość pracy w życiu poza firewallem ( ͡°͜ʖ͡°). Czy to znaczy, że będę pisał rzadziej niż dotychczas? Mam nadzieję że nie. Oprócz dwutygodnika planuję zamieszczać nieregularnie wpisy okolicznościowe :). Zapraszam do proponowania tematów oraz do zadawania pytań. A już dziś gorąco zachęcam do obserwowania tagu #astronomiaodkuchni - to tu wychodzimy z astronomią poza mirko.
Dziś, tak jak zapowiadałem, zapraszam Was do przeczytania, skąd wiemy, co znajduje się pod powierzchnią gwiazdy. Zaczniemy od prezentacji techniki, następnie będzie trochę o fizyce plazmy wewnątrz gwiazdy, a na koniec ciekawostki związane z obserwacjami :).
I - Asterosejsmologia
Kiedy napiszę tekst o wnętrzu Słońca, zdarza mi się czytać komentarze: "skąd wiesz, skoro tam nigdy nie byłeś". Owszem, nigdy nie byłem wewnątrz gwiazdy. Tak samo jak sejsmolog nigdy nie był zakopany 100 kilometrów pod ziemią a jednak wie, że pod skorupą Ziemi znajduje się strefa MOHO, która oddziela skorupę od płaszcza Ziemi. Badanie wnętrza gwiazdy jest podobnie do studiowania wnętrza Ziemi: badamy drgania rozchodzące się wewnątrz zwartego obiektu. Dziedzina astronomii zajmująca się analizowaniem drgań gwiazd, to asterosejsmologia (astero; jedyna dziedzina z zachowanym e w nazwie).
Gwiazdy mogą drgać na różne sposoby. Najłatwiejsze do wyobrażenia jest cykliczne rozszerzanie się i kurczenie gwiazdy. Drgania takich gwiazd nazywa się pulsacjami radialnymi, jako że rozchodzą się wzdłuż promienia (radius) gwiazdy. Wszyscy słyszeli o gwieździe pulsującej Mira (znana już w XVI wieku) albo o gwiazdach z rodziny Cefeid (obserwowane świadomie od XVIII wieku). Drgania radialne są bardzo ciekawym zagadnieniem i można z nich wyciągnąć dużo informacji o gwiazdach, jednak jeszcze ciekawsze mogą być drgania nieradialne. Te z kolei dzielimy na trzy rodzaje.
II - Pulsacje typu "p" i typu "g"
Dla badaczy gwiazd podobnych do Słońca, najważniejsze są mody p. Jeśli zapamiętaliście co nieco z mojego ostatniego wpisu, zewnętrzny płaszcz Słońca jest warstwą konwektywną. Energia rozchodzi się tam przez ruchy konwekcyjne, w których gorąca plazma leci na powierzchnię, a chłodna opada w okolice tachokliny. Te ruchy są turbulentne. To znaczy, że wciąż kipiąca plazma porusza się w płaszczu w sposób... turbulentny. Tak jak powietrze za szybko lecącym samolotem. Te turbulencje zachodzące w całym konwektywnym płaszczu powodując rozchodzenie się drobnych fal ciśnienia, które wzajemnie się wzmacniają w przypadku pewnych charakterystycznych częstotliwości drgań. Fale ciśnienia to zwykłe fale mechaniczne rozchodzące się w ośrodku materialnym. To jest dźwięk. Słońce zachowuje się jak wielki dzwon.
Dźwięk rozchodzi się w materii z prędkością, która jest związana z gęstością ośrodka. Podobnie kierunek rozchodzenia się dźwięku będzie zależał od różnicy między gęstościami dwóch ośrodków, pomiędzy którymi dźwięk postanowił przejść. Przypomnijcie sobie teraz mój pierwszy wpis o Słońcu: gęstość Słońca zmienia się dość szybko i jest zależna niemal wyłącznie od odległości od centrum gwiazdy. W efekcie, fala dźwiękowa o pewnej konkretnej częstotliwości będzie ograniczona z jednej strony przez powierzchnię Słońca, a z drugiej strony przez pewną maksymalną gęstość Słońca: fala wędrując głębiej będzie zaginana coraz bardziej, aż zwróci się znów w stronę fotosfery. Fale o różnej długości będą penetrowały Słońce na różną głębokość (w ogólności, im mniejsza częstotliwość, tym głębiej wnikną). Dzwon słoneczny najchętniej drga modami ciśnieniowymi, czyli "p" (pressure), o okresie około 5 minut.
Obserwując częstotliwości drgania Słońca możemy powiedzieć, jaka jest struktura ośrodka wewnątrz gwiazdy. Obserwując pewne krytyczne częstotliwości drgania Słońca, można z wielką dokładnością powiedzieć, gdzie kończy się warstwa konwektywna (0.691 +/- 0.003 promienia Słońca na równiku), jak gruba jest tachoklina (0.033 +/- 0.007 promienia Słońca na równiku) i gdzie zaczyna się warstwa promienista. Porównując obserwacje z przewidywaniami teoretycznymi jesteśmy w stanie określić, jaki jest rozkład gęstości Słońca, jaki jest rozkład jego temperatur i jakie ciśnienie panuje w jego wnętrzu. Asterosejsmologię ograniczoną go zagadnienia struktury Słońca nazywamy heliosejsmologią.
Innym mechanizmem wywołującym drgania gwiazd jest grawitacja. Ona jest odpowiedzialna za drgania w modzie "g". Te nieradialne pulsacje są z reguły wolniejsze (mają dłuższy okres) od drgań ciśnieniowych "p". Drgania w modzie "g" powstają, w ogólności, gdy nagrzane fragmenty materii wewnątrz gwiazd unoszą się nieco w górę, a po chwili grawitacja ściąga je usilnie w kierunku centrum gwiazdy. Na Słońcu mody "g" są zamknięte wewnątrz strefy promienistej i są tłumione w strefie konwektywnej. Dotychczas nie udało się zaobserwować drgań modu "g" na powierzchni Słońca. Pewnym rodzajem modu grawitacyjnego jest jeszcze mod "f", który jest z kolei obserwowany wyłącznie w okolicy fotosfery Słońca, przez co jest bezużyteczny przy badaniu wnętrza gwiazdy.
III - Obserwacje
Pulsacje gwiazdy można obserwować na dwa różne sposoby. Pierwszym jest rejestrowanie zmian światła gwiazdy przez długi czas. Jeśli drgania powierzchni gwiazdy są wystarczająco duże, to i ilość światła emitowanego przez gwiazdę będzie się się zmieniała w czasie. Tą techniką można wykryć ekstremalnie słabe zmiany jasności. Wystarczy obserwować dostatecznie długo i zebrać dostatecznie dużo zmian sygnału w czasie (tu się używa np. dyskretnej transfomacji Fouriera). Zobaczcie poniżej na krzywą blasku gwiazdy pulsującej. Na osi pionowej jest jasność, a na osi poziomej jest czas. Ta gwiazda pulsuje na wiele różnych sposobów, a suma tych pulsacji jest możliwa do odczytania z krzywej blasku.
Drugą metodą są obserwacje dopplerowskie. Jeśli Słońce drga, to znaczy że w jednym cyklu jednego modu powierzchnia Słońca będzie się do nas raz przybliżać, a raz oddalać. Jeśli będziemy obserwować światło Słońca rozbite na widmo (tęczę), to zaobserwujemy przesunięcia widma spowodowane efektem Dopplera. Te przesunięcia będą się zmieniały w czasie i będą różne dla różnych miejsc na Słońcu. Przykładowo, pulsacje w 5-minutowym cyklu pulsacji modu "p" powodują że powierzchnia Słońca może, teoretycznie, falować na wysokość kilkuset kilometrów. Zmiany wysokości następują z prędkością nawet 2 km/s. Zobaczcie na dopplerogram załączony poniżej. Drobniutkie, jasne fragmenty tarczy Słońca przybliżają się do obserwatora. Drobne, ciemne fragmenty, oddalają się. Cała tarcza jest podzielona na połowę oddalającą się i przybliżającą, bo Słońce się kręci: część na wschodzi przybliża się do obserwatora, a część na zachodzie oddala się.
Ciekawostka: na Słońcu zaobserwowane jest już ponad milion różnych modów "p".
IV - Podsumowanie: praktyka
Analizując częstotliwości pulsacji, relacje pomiędzy tymi częstotliwościami, kształt i zmiany pulsacji w czasie a także charakterystyczne drgania harmoniczne, gwiazdy są niczym otwarta księga. Obserwując bardzo dokładnie pulsacje gwiazdy możemy powiedzieć, pod jakim kątem jest do nas nachylona (poznajemy jej inklinację), możemy badać jakie posiada pole magnetyczne, umiemy określić jej prędkość rotacji, znamy jej gęstość w różnych warstwach, a nawet potrafimy oszacować jej wiek.
Dzięki asterosejsmologii wiemy, że białe karły powstałe z gwiazd podobnych do Słońca, są w dużym stopniu kryształem węglowo-tlenowym (są jak wielkie diamenty). Dzięki asterosejsmologii zaglądamy pod skorupę gwiazd neutronowych, które świecą nam w oczy strumieniem światła (czyli badamy pęknięcia na powierzchni pulsarów). Wreszcie, dzięki asterosejsmologii, jesteśmy w stanie rozróżnić dwie rodziny czerwonych olbrzymów: jedna z nich to gwiazdy spalające już hel, a drugie to takie, które jeszcze nie zdążyły (i może nigdy nie będą mogły!) rozpocząć syntezy węgla z helu.
Analiza pulsacji gwiazd to dziedzina, która przeżywa rozkwit od niedawna. Jeśli słyszeliście o takich misjach kosmicznych jak CoRoT lub Kepler, to to są własnie pierwsze próby badania dużych ilości gwiazd z pomocą asterosejsmologii. Najbliższa dekada będzie wypełniona nowymi misjami, które mają na celu badać miliony gwiazd pod kątem pulsacji. To dopiero będzie wybuch wiedzy o gwiazdach!
Jako obrazek dołączam film poklatkowy z obserwacji gromady kulistej M3 (w tej chwili widoczna z Polski). Migocące kropki to rzeczywiste pulsacje gwiazd. Gromada kulista M3 posiada nadzwyczaj dużo gwiazd zmiennych.
Wspólnymi siłami przeszliśmy przez trzeci wpis poświęcony Słońcu oraz mechanizmom operującym wewnątrz gwiazd :). Następne wpisy będą skupiały się na gwiazdach w różnych etapach ewolucji.
-------------------------------------------- Za dwa tygodnie będę pisał o obiektach, które dopiero stają się gwiazdami oraz o brązowych karłach. -------------------------------------------- Takie rzeczy tylko w #astronomiaodkuchni ( ͡°͜ʖ͡°)ﾉ⌐■-■ -------------------------------------------- Moi drodzy, jak macie propozycje tematów, jeśli chcecie abym o czymś napisał, proponujcie :). Zbieram pomysły! -------------------------------------------- #astronomia #kosmos #ciekawostki #mirkokosmos #liganauki #ligamozgow
@STASZEK_WIERTARA: Uproszczenie. "Spalaniem" w gwiazdach nazywa się reakcję fuzji. Dobrze że zwróciłeś na to uwagę. Używam na co dzień żargonu, przez co łatwo mi się zapomnieć przy pisaniu tekstów.
"Spalanie" w gwiazdach = reakcja fuzji.
Nie zachodzi spalanie chemiczne, tj. nie ma reakcji utleniania.
@WuBe: Zmiana blasku spowodowana obecnością planety jest zazwyczaj dość charakterystyczna. Ale, oczywiście, są pewne wyjątki ;). Na przykład zmiany blasku gorącego podkarła KOI-55 są najlepiej wytłumaczalne przez światło dwóch planet obiegających te gwiazdę bardzo blisko jej powierzchni. Jednak, żeby przetestować hipotezę o planetach, należy zbadać gwiazdę na inny sposób, który wykluczyłby inne rozwiązania. Na przykład trzeba ją zbadać spektroskopowo i sprawdzić, czy podlega zmianom prędkości radialnej.
@Al_Ganonim: Znowu bardzo fajny wpis. Zabrakło mi tylko jednego szczegółu - wartości gęstości w kolejnych warstwach. Tak dla zaspokojenia ciekawości jakiego rzędu to są liczby.
@Kontestator: A wiesz że w pierwotnej wersji wpisu miałem to zawarte? Zdecydowałem się usunąć, bo wpis był zdecydowanie za długi, a te wartości podałem w pierwszym wpisie, który tu zalinkowałem.
Gęstość w funkcji promienia jest dobrze reprezentowana przez ten model:
@Al_Ganonim: ile razy czytam takie informacje opisane przez mądrzejszych przeze mnie, nie mogę wyjść z podziwu jak wiele można wyciągnąć wniosków z tak skromnego źródła danych :) Fajnie się czytało, rób tak dalej :)
@Al_Ganonim: Hej. Mógłbyś wytłumaczyć o co chodzi w tej syntezie węgla z helu? W poprzednim wpisie tłumaczyłeś, że cała energia słoneczna powstaje w procesie syntezy helu z wodoru i byłem przekonany, że bardziej złożone pierwiastki tam nie występują. Co w takim razie dzieje się z tym węglem, jaka jest jego rola i czy hipotetycznie w gwiazdach mogą tworzyć się inne pierwiastki? #pytanieamatora
Przy okazji: nie skracaj swoich wpisów. Niech czytelnik dostosuje
@piotr03: Energia słoneczna powstaje w wyniku syntezy wodoru w hel. Kiedy w centrum Słońca odłoży się dostatecznie dużo helu, termojądrowy "piec" w rdzeniu Słońca zacznie "przygasać". To właśnie wtedy Słońce stanie się czerwonym olbrzymem. Nasza gwiazda posiada na tyle dużą masę, że wyprodukuje całkiem sporo helu. Ten hel, zalegając w centrum czerwonego olbrzyma, w pewnej chwili będzie na tyle gorący, że pojedyncze jądra helu będą przechodzić przez cykl zderzeń między sobą
Zanim rozpocznę kolejny wpis o badaniu gwiazd, małe ogłoszenie. Chciałbym aby jednym z moich podziękowań dla Was była regularna seria wyczerpujących wpisów. Kontynuując tradycję wpisów pod tagiem #astronomiaodkuchni, we czwartki zamieszczał będę na mirko dwutygodnik astronomiczny. Tematyką wpisów będzie ogólnie pojęta astronomia widziana... od kuchni, czyli przez zawodowego astronoma. Co nieco o ciekawych ciałach niebieskich, dwa słowa o technikach pracy, metodach badań oraz komentarze o bieżących wydarzeniach. Regularne wpisy, które będą ukazywały się raz na dwa tygodnie, będą zawierały zapowiedziane wcześniej tematy, tak jak to robiłem do tej pory. Dlaczego dwutygodnik? Ze względu na ilość pracy w życiu poza firewallem ( ͡° ͜ʖ ͡°). Czy to znaczy, że będę pisał rzadziej niż dotychczas? Mam nadzieję że nie. Oprócz dwutygodnika planuję zamieszczać nieregularnie wpisy okolicznościowe :). Zapraszam do proponowania tematów oraz do zadawania pytań. A już dziś gorąco zachęcam do obserwowania tagu #astronomiaodkuchni - to tu wychodzimy z astronomią poza mirko.
Dziś, tak jak zapowiadałem, zapraszam Was do przeczytania, skąd wiemy, co znajduje się pod powierzchnią gwiazdy. Zaczniemy od prezentacji techniki, następnie będzie trochę o fizyce plazmy wewnątrz gwiazdy, a na koniec ciekawostki związane z obserwacjami :).
I - Asterosejsmologia
Kiedy napiszę tekst o wnętrzu Słońca, zdarza mi się czytać komentarze: "skąd wiesz, skoro tam nigdy nie byłeś". Owszem, nigdy nie byłem wewnątrz gwiazdy. Tak samo jak sejsmolog nigdy nie był zakopany 100 kilometrów pod ziemią a jednak wie, że pod skorupą Ziemi znajduje się strefa MOHO, która oddziela skorupę od płaszcza Ziemi. Badanie wnętrza gwiazdy jest podobnie do studiowania wnętrza Ziemi: badamy drgania rozchodzące się wewnątrz zwartego obiektu. Dziedzina astronomii zajmująca się analizowaniem drgań gwiazd, to asterosejsmologia (astero; jedyna dziedzina z zachowanym e w nazwie).
Gwiazdy mogą drgać na różne sposoby. Najłatwiejsze do wyobrażenia jest cykliczne rozszerzanie się i kurczenie gwiazdy. Drgania takich gwiazd nazywa się pulsacjami radialnymi, jako że rozchodzą się wzdłuż promienia (radius) gwiazdy. Wszyscy słyszeli o gwieździe pulsującej Mira (znana już w XVI wieku) albo o gwiazdach z rodziny Cefeid (obserwowane świadomie od XVIII wieku). Drgania radialne są bardzo ciekawym zagadnieniem i można z nich wyciągnąć dużo informacji o gwiazdach, jednak jeszcze ciekawsze mogą być drgania nieradialne. Te z kolei dzielimy na trzy rodzaje.
II - Pulsacje typu "p" i typu "g"
Dla badaczy gwiazd podobnych do Słońca, najważniejsze są mody p. Jeśli zapamiętaliście co nieco z mojego ostatniego wpisu, zewnętrzny płaszcz Słońca jest warstwą konwektywną. Energia rozchodzi się tam przez ruchy konwekcyjne, w których gorąca plazma leci na powierzchnię, a chłodna opada w okolice tachokliny. Te ruchy są turbulentne. To znaczy, że wciąż kipiąca plazma porusza się w płaszczu w sposób... turbulentny. Tak jak powietrze za szybko lecącym samolotem. Te turbulencje zachodzące w całym konwektywnym płaszczu powodując rozchodzenie się drobnych fal ciśnienia, które wzajemnie się wzmacniają w przypadku pewnych charakterystycznych częstotliwości drgań. Fale ciśnienia to zwykłe fale mechaniczne rozchodzące się w ośrodku materialnym. To jest dźwięk. Słońce zachowuje się jak wielki dzwon.
Dźwięk rozchodzi się w materii z prędkością, która jest związana z gęstością ośrodka. Podobnie kierunek rozchodzenia się dźwięku będzie zależał od różnicy między gęstościami dwóch ośrodków, pomiędzy którymi dźwięk postanowił przejść. Przypomnijcie sobie teraz mój pierwszy wpis o Słońcu: gęstość Słońca zmienia się dość szybko i jest zależna niemal wyłącznie od odległości od centrum gwiazdy. W efekcie, fala dźwiękowa o pewnej konkretnej częstotliwości będzie ograniczona z jednej strony przez powierzchnię Słońca, a z drugiej strony przez pewną maksymalną gęstość Słońca: fala wędrując głębiej będzie zaginana coraz bardziej, aż zwróci się znów w stronę fotosfery. Fale o różnej długości będą penetrowały Słońce na różną głębokość (w ogólności, im mniejsza częstotliwość, tym głębiej wnikną). Dzwon słoneczny najchętniej drga modami ciśnieniowymi, czyli "p" (pressure), o okresie około 5 minut.
[[Uproszczony obraz gdzie znajdują się i jak rozchodzą się różne rodzaje drgań w Słońcu]](http://byk.oa.uj.edu.pl/~alganonim/temp/sunstr.jpg)
Obserwując częstotliwości drgania Słońca możemy powiedzieć, jaka jest struktura ośrodka wewnątrz gwiazdy. Obserwując pewne krytyczne częstotliwości drgania Słońca, można z wielką dokładnością powiedzieć, gdzie kończy się warstwa konwektywna (0.691 +/- 0.003 promienia Słońca na równiku), jak gruba jest tachoklina (0.033 +/- 0.007 promienia Słońca na równiku) i gdzie zaczyna się warstwa promienista. Porównując obserwacje z przewidywaniami teoretycznymi jesteśmy w stanie określić, jaki jest rozkład gęstości Słońca, jaki jest rozkład jego temperatur i jakie ciśnienie panuje w jego wnętrzu. Asterosejsmologię ograniczoną go zagadnienia struktury Słońca nazywamy heliosejsmologią.
Innym mechanizmem wywołującym drgania gwiazd jest grawitacja. Ona jest odpowiedzialna za drgania w modzie "g". Te nieradialne pulsacje są z reguły wolniejsze (mają dłuższy okres) od drgań ciśnieniowych "p". Drgania w modzie "g" powstają, w ogólności, gdy nagrzane fragmenty materii wewnątrz gwiazd unoszą się nieco w górę, a po chwili grawitacja ściąga je usilnie w kierunku centrum gwiazdy. Na Słońcu mody "g" są zamknięte wewnątrz strefy promienistej i są tłumione w strefie konwektywnej. Dotychczas nie udało się zaobserwować drgań modu "g" na powierzchni Słońca. Pewnym rodzajem modu grawitacyjnego jest jeszcze mod "f", który jest z kolei obserwowany wyłącznie w okolicy fotosfery Słońca, przez co jest bezużyteczny przy badaniu wnętrza gwiazdy.
III - Obserwacje
Pulsacje gwiazdy można obserwować na dwa różne sposoby. Pierwszym jest rejestrowanie zmian światła gwiazdy przez długi czas. Jeśli drgania powierzchni gwiazdy są wystarczająco duże, to i ilość światła emitowanego przez gwiazdę będzie się się zmieniała w czasie. Tą techniką można wykryć ekstremalnie słabe zmiany jasności. Wystarczy obserwować dostatecznie długo i zebrać dostatecznie dużo zmian sygnału w czasie (tu się używa np. dyskretnej transfomacji Fouriera). Zobaczcie poniżej na krzywą blasku gwiazdy pulsującej. Na osi pionowej jest jasność, a na osi poziomej jest czas. Ta gwiazda pulsuje na wiele różnych sposobów, a suma tych pulsacji jest możliwa do odczytania z krzywej blasku.
[[Przykład zmian blasku pulsującego białego karła]](http://whitedwarf.org/tables/gd358.jpg)
Drugą metodą są obserwacje dopplerowskie. Jeśli Słońce drga, to znaczy że w jednym cyklu jednego modu powierzchnia Słońca będzie się do nas raz przybliżać, a raz oddalać. Jeśli będziemy obserwować światło Słońca rozbite na widmo (tęczę), to zaobserwujemy przesunięcia widma spowodowane efektem Dopplera. Te przesunięcia będą się zmieniały w czasie i będą różne dla różnych miejsc na Słońcu. Przykładowo, pulsacje w 5-minutowym cyklu pulsacji modu "p" powodują że powierzchnia Słońca może, teoretycznie, falować na wysokość kilkuset kilometrów. Zmiany wysokości następują z prędkością nawet 2 km/s. Zobaczcie na dopplerogram załączony poniżej. Drobniutkie, jasne fragmenty tarczy Słońca przybliżają się do obserwatora. Drobne, ciemne fragmenty, oddalają się. Cała tarcza jest podzielona na połowę oddalającą się i przybliżającą, bo Słońce się kręci: część na wschodzi przybliża się do obserwatora, a część na zachodzie oddala się.
[[Dopplerogram Słońca z 1996 roku]](http://byk.oa.uj.edu.pl/~alganonim/temp/dopplerogram.jpg)
Ciekawostka: na Słońcu zaobserwowane jest już ponad milion różnych modów "p".
IV - Podsumowanie: praktyka
Analizując częstotliwości pulsacji, relacje pomiędzy tymi częstotliwościami, kształt i zmiany pulsacji w czasie a także charakterystyczne drgania harmoniczne, gwiazdy są niczym otwarta księga. Obserwując bardzo dokładnie pulsacje gwiazdy możemy powiedzieć, pod jakim kątem jest do nas nachylona (poznajemy jej inklinację), możemy badać jakie posiada pole magnetyczne, umiemy określić jej prędkość rotacji, znamy jej gęstość w różnych warstwach, a nawet potrafimy oszacować jej wiek.
Dzięki asterosejsmologii wiemy, że białe karły powstałe z gwiazd podobnych do Słońca, są w dużym stopniu kryształem węglowo-tlenowym (są jak wielkie diamenty). Dzięki asterosejsmologii zaglądamy pod skorupę gwiazd neutronowych, które świecą nam w oczy strumieniem światła (czyli badamy pęknięcia na powierzchni pulsarów). Wreszcie, dzięki asterosejsmologii, jesteśmy w stanie rozróżnić dwie rodziny czerwonych olbrzymów: jedna z nich to gwiazdy spalające już hel, a drugie to takie, które jeszcze nie zdążyły (i może nigdy nie będą mogły!) rozpocząć syntezy węgla z helu.
Analiza pulsacji gwiazd to dziedzina, która przeżywa rozkwit od niedawna. Jeśli słyszeliście o takich misjach kosmicznych jak CoRoT lub Kepler, to to są własnie pierwsze próby badania dużych ilości gwiazd z pomocą asterosejsmologii. Najbliższa dekada będzie wypełniona nowymi misjami, które mają na celu badać miliony gwiazd pod kątem pulsacji. To dopiero będzie wybuch wiedzy o gwiazdach!
Jako obrazek dołączam film poklatkowy z obserwacji gromady kulistej M3 (w tej chwili widoczna z Polski). Migocące kropki to rzeczywiste pulsacje gwiazd. Gromada kulista M3 posiada nadzwyczaj dużo gwiazd zmiennych.
Wspólnymi siłami przeszliśmy przez trzeci wpis poświęcony Słońcu oraz mechanizmom operującym wewnątrz gwiazd :). Następne wpisy będą skupiały się na gwiazdach w różnych etapach ewolucji.
--------------------------------------------
Za dwa tygodnie będę pisał o obiektach, które dopiero stają się gwiazdami oraz o brązowych karłach.
--------------------------------------------
Takie rzeczy tylko w #astronomiaodkuchni ( ͡° ͜ʖ ͡°)ﾉ⌐■-■
--------------------------------------------
Moi drodzy, jak macie propozycje tematów, jeśli chcecie abym o czymś napisał, proponujcie :). Zbieram pomysły!
--------------------------------------------
#astronomia #kosmos #ciekawostki #mirkokosmos #liganauki #ligamozgow
źródło: comment_OPLk4piOH3gfT8T7dcp87mSNvjKNq9UF.gif
PobierzI jeszcze pytanie: piszesz
znaczy to, że zachodzi tam już wtedy reakcja spalania (jesli tak, to skąd tam tlen?) czy tylko takie uproszenie to było?
"Spalanie" w gwiazdach = reakcja fuzji.
Nie zachodzi spalanie chemiczne, tj. nie ma reakcji utleniania.
Gęstość w funkcji promienia jest dobrze reprezentowana przez ten model:
źródło: comment_G9q5t9Mxsco7I8zdoJzvksOJ7fB5516K.jpg
PobierzPrzy okazji: nie skracaj swoich wpisów. Niech czytelnik dostosuje