profil

Cząstki elementarne,skład materii w wysokich temperaturach, podstawy kosmologii, ewolucja gwiazd

poleca 84% 1059 głosów

Treść
Grafika
Filmy
Komentarze

CZĄSTKI ELEMENTARNE
ATOM(protony, elektrony i neutrony). P i N oddziałują potężnymi siłami, które utrzymują je w maleńkim jądrze, w którym zawarta jest niemal cała masa atomu. Neutron jest cząstką warunkowo stabilną. Proton, elektron i neutrino są cząstkami jednoznacznie stabilnymi, których rozpadów dotąd nie zaobserwowano. Dla wszystkich tych cząstek występują też ich antycząstki o tych samych masach i przeciwnych ładunkach(np. elektron-pozyton).
Przykład neutronu pokazuje, że nie pojęć stabilne i niestabilne nie można utożsamiać z pojęciami elementarne i złożone: neutron jest tak samo elementarny jak proton. O stabilności decyduje suma mas składników względem całej masy cząstki. Cząstka jest stabilna(nie rozpada się)gdy jej masa< od sumy mas jej składników.
Materia składa się z hadronów –zbudowane z elementarnych składników zwanych kwarkami(kwarki są uwięzione w hadronah). Dzielą się na bariony-3kwarki i mezony- układ kwark-antykwark;h. podobnie jak proton i neutron oddziłują siłami wiążącymi jądra, zyli silnie. leptony jak elektron i neutrino nie oddziłują silnie jak hadrony. Znamy 6 leptonów.3naładowane (elektron, mion, taon) i 3neutralne objęte wspólną nazwą neutrina(nutriony elektronowe, nionowe, taonowe).
SKŁAD MATERII W WYS. TEMP.
*W wys.temp.(rzedu tysięcy stopni) materia może przejs w inny stan-plazmę, w której atomy są zjonizowane, zyli elektrony są oderwane od jąder. Dzieje się tak wtedy gdy śr. energia ruchu termicznego >od energii wiązania elektronów w atomach. Co pewien czas elektrony znowu przyklejaja się na chwile do jader i ustala się stan rownowagi w danej temperaturze.
*W temp. rzedu milionów stopni protony mogą tworzyć w zderzeniach z elektronami neutrony, które wkrótce znów rozpadają się. Jako dodatkowe produkty w tyh procesach powstają też neutrina, ale odlatują nie oddziałując z innymi cząstkami.Jeśli protony ulegną zderzeniu to mogą się poloczy w jadra, a jeśli jadra się zlacza to ponownie się rozbijaja. te procesy zachodza na sloncu i sa zrodlem jego energi.
*W jeszcze wyzszych temp. procesom analogicznym do jonizacji mogą ulec protony. Ich zderzenia staja się oraz zestszei zahodza przy tak wys energii ruchu term ze kwarki mogą zapomniec w sklad którego protonu wchodza: sily miedzy nimi nie zdaza utworzy stabilnego protonu, zanim nastepne uderzenie znow go rozbije.Taki stan nazywamy plazma kwarkowo- gluonowa.
*W wyzszych temp możliwe sa nowe zjawiska, zwiazane z tworzeniem iezszych kwarkow podzas zderzen kwarkow lzejszyh. Będą się one rozpadać, ale ze wzrostem temp ich liczba będzie rosnąć. Znów wytworzy się stan równowagi, a stosunek liczby kwarków cięższych do lżejszych będzie stały.
Wszystkie powyżej opisane zjawiska są przykładami ogólnej regóły:jeśli energia zderzeń termicznych wystarcza na przemianę cząstek w inne, cięższe i niestabilne, to wytwarza się stan równowagi, w której stosunek liczby cząstek cięzszych do lżejszych jest ustalony w danej temp. stosunek ten rośnie ze wzrostem temp. Odpowiednie obniżenie temp doprowadza do stanu, w którym wszystkie cząstki cięższe rozpadną się i zostaną tylko cząstki cięższe.


PODSTAWY KOSMOLOGII
Kosmologia-dział astrofizyki, który zajmuje się ewolucją Wszechświata jako całości.
Mierzenie odległości: rok świetlny 1ly(light year) to odległość 9,3*1015 km czyli ok.10 bilionów km.
* PARSEK 1 pc= 3,26 lat świetlnych; 3,3*1013 km.
Obiekty astronomiczne:
*MGŁAWICA, obłok gazu i pyłu międzygwiazdowego lub b. rozległa otoczka gwiazdy; dawniej także nazwa galaktyki.
*GWIAZDY, obiekty astr., kule gazowe świecące dzięki własnym zasobom energii, wydzielanej — przynajmniej przez część ich ewolucji — w wyniku reakcji termojądr. zachodzących w ich wnętrzu (zwł. przemiany wodoru w hel). Najbliższą i najjaśniejszą g. jest Słońce.
*GALAKTYKI skupiska gwiazd. Odleggłości między galaktykami są znacznie większe niż rozmiary galaktyk. Nasza galaktyka jest średniej wielkości-jej średnica to ok.80tys.lat świetlnych
To, co dotąd udało nam się zbadać sugeruje, że wszechświat ma strukturę hierarchiczną: rozmiary Układu Słonecznego są znacznie mniejsze niż odległości międzygwiezdne, a rozmiary galaktyk mniejsze niż odległości mieedzy nimi.Niektóre obserwacje sugerują, że galaktyki układają się w ścianylub włókna
ROZSZERZAJĄCY SIĘ WSZECHŚWIAT
W 1929 Edwin Hibble stwierdził na podstawie wieloletnich obserwacji, że swiatło wysyłane przez inne galaktyki, najodleglejsze znane wówczas obiekty kosmiczne, różni się systematycznie od światła wysyłanego przez gwiazdy naszej galaktyki.
Prawo Hubble’a
H stała Hubble’a
C szybkość światła
H/c wsp.proporcjonalności
Po odkryciu tego prawa stało się możliwe wyznaczanie odległości do galaktyk zbyt odległych, aby można rozpoznać w nich pojedyncze gwiazdy. Zakładamy po prostu, że prawo to stosuje się i do nich, a więc z przesunięcia linii widmowych oceniamy odległość.
Stała Hubble’a wyznaczona doświadczalnie w jednostkach tradycyjnie używanych przez astronomów = ok.60km/s/Mpc . jeden parsek to około 3,3*1013 km, więc H≈1,8*10-18 1/s. Gdyby szybkość oddalania się galaktyk nie zmieniały się w czasie, to odwrotność stałej Hubble’a wyznaczałaby czas, jaki upłynął od chwili, w której galaktyki były w jednym miejscu i byłby to ‘umowny wiek wszechswiata’.



EWOLUCJA GWIAZD
Powstanie protogwiazdy
Gwiazdy powstają w wielkich obłokach zbudowanych z gazu i pyłu międzygwiazdowego. Gdy masa takiego obłoku przekroczy masę Jeansa, staje się on niestabilny i zaczyna się kurczyć. Masa Jeansa zależy od warunków panujących w ośrodku międzygwiazdowym, tzn. od gęstości i temp. W trakcie kurczenia się obłok ulega podziałowi na mniejsze fragmenty, które stają się protogwiazdami.Jeżeli obiekty te są silnie związane grawitacyjnie ze sobą, utworzą gromadę gwiazd; w przeciwnym wypadku po pewnym czasie rozproszą się po galaktyce.
Kontrakcja protogwiazdy
Protogwiazdy zbudowane są głównie z helu i wodoru.Kurcząc się uwalniają grawitacyjną energię potencjalną. Połowa tej energii zostanie zużyta na podgżanie gazy, z których są zbudowane, zaś ta druga część jest wyświecana z powierzchni w postaci promieniowania elektromagnetycznego. Protogwiazdy obserwujemy jako gwiazdy T Tauri.są to obiekty dość chłodne, na diagramie Hertsprunga-Russella leżące powyżej ciągu głównego. Otaczają je dyski gazowo-pyłowe, z których zapewne powstają planety. Im większa masa tym krótszy czas trwania fazy.
Spalanie wodoru
Rozpoczynają się reakcje termojądrowe przekształcające wodór w hel.Powstaje stabilna konfiguracja- nowonarodzona gwiazda.Na diagramie H-R położona ona jest na tzw. Ciągu głównym wieku zerowego –prawie prostej loini przebiegającej z lewego górnego do prawego dolnego rogu. Położenie gwiazdy zależy od jej masy. Im obiekt cięższy, tym wyżej się znajduje na ciągu głównym.a tym samym ma większą jasność i temp powierzchniową.
Brązowe karły
Zakres mas gwiazd jest dość duży. Masy te weahają się od 100-0.08 mas Słońca. Temp centralnych części obiektów jeszcze lżejszych nigdy nie osiąga wartości wystarczającej do zapoczątkowania jakichkolwiek reakcji termojądrowej dlatego obiekty te stają się brązowymi karłami, które po prostu sygną emitując dzięki tem,u niewielką ilość światła.
Faza ciągu głównego
Okres ten trwa podczas spalania wodoru początkowo w centralnym jądrze gwiazdy.Ten etap w ewolucji gwiazd jest najdłuższym bo trwa ok. 70-90% życia gwiazdy.Im większa masa gwiazdy-tym krócej trwa jej żywot.faza c.g. kończy się, gdy cały wofór w centralnych częściach gwiazdy przekształci się w hel.
Ewolucja chemiczna gwiazd
Gdy galaktyki już powstały, skupiły w sobie większość materii Wszechświata. Dlatego od tej chwili ewolucj a Wszechświata polega na zmianach zachodzących we wnętrzach galaktyk. Początkowo gaz z których się utworzyły, składał się prawie wyłącznie z wodoru io helu. Niestabilności grawitacyjne sprawiły, że obłoki tego gazu zapadały się tworząc pierwsze pokolenie gwiazd. W gwiazdach zachodziły reakcje jądrowe, które przekształciły jądra wodoru w jądra helu, a w póżnieszych fazach także w jądra helu w jądra węgla i tlenu.. Najistotniejszą rolę w tej fazie pełnią gwiazdy masywne. W końcowych etapach rozwoju powstają w nich również jądra innych pierwiastków, a swój żywot kończą gigantycznymi fajerwerkami, jakimi są wybuchy supernowych.
Powstawanie układów planetarnych i przyszłość Wszechświata.

Podoba się? Tak Nie

Czas czytania: 7 minut