jump to navigation

Concluzii: Diagrama Hertzsprung-Russell Iulie 22, 2010

Posted by EvolutieStelara in Diagrama Hertzsprung - Russell, Evolutie Stelara.
Tags: , , , , , , , , , ,
add a comment
  1. Pentru estimarea vieţii unei stele pe secvenţa principală a diagramei  H-R se poate utiliza relaţia masă – luminozitate, ceea ce presupune că luminozitatea unei stele este proporţională cu masa ridicată la puterea valorii aflate între 3.5 – 4.
  2. Cu cat o stea este mai masivă, cu atât trece mai repede de la un stadiu evolutiv la celălalt.
  3. Dacă temperatura şi densitatea dintr-un nor interstelar sunt suficient de ridicate, norul va începe să se contracte sub propria sa greutate.
  4. Porţiunile mai dense din norul interstelar sunt zonele în care este favorizată apariţia stelelor.
  5. Un fragment de nor care se contractă, se va încălzi şi în cele din urmă va apărea în partea dreaptă a diagramei H-R, urmând la început un traseu Hayashi pe masură ce se contractă.
  6. Norii mai masivi se contractă mai repede şi urmează un traseu orizontal Henyey înspre porţiunea din stânga a diagramei H-R.
  7. Când nucleul norului atinge temperatura de 106K, începe fuziunea termonucleară a hidrogenului. Numim acest moment ZAMS, punctul în care steaua nou formată ajunge în Secvenţa Principală.
  8. Dacă sunt destul de masive, după ce işi consumă rezerva de hidrogen, stelele încep să fuzioneze heliul, apoi carbonul şi intr-un final oxigenul în procesul triplu-alfa.
  9. Stelele care ajung în zona AGB, după ce explodează în supernove, se transformă în pitice albe înconjurate de o nebuloasă planetară.
  10. Prin succesiunea generaţiilor de stele, mediul interstelar devine tot mai bogat în elemente grele.
  11. Elementele grele conţinute de stele contribuie la formarea planetelor precum Pământul.
Anunțuri

Aplicaţie: Diagramă B – V pentru M 45 (Pleiade) Iulie 22, 2010

Posted by EvolutieStelara in Diagrama Hertzsprung - Russell, Evolutie Stelara.
Tags: , , , , , , , ,
add a comment

Introducere

Pleiadele, numite Cele Şapte Surori, constituie roiul de stele deschis cel mai cunoscut, observat încă din vremuri străvechi. Roiul se vede uşor cu ochiul liber, dar, deşi majoritatea oamenilor pot vedea cu ochiul liber şapte stele din Pleiade, a şaptea poate fi adesea greu de găsit. În nopţile foarte întunecate şi senine, se pot vedea nouă stele. Cele mai strălucitoare noua stele se numesc tatăl, Atlas, mama, Pleione şi surorile, Alcyone, Maia, Asterope, Taygeta, Celaeno, Merope si Electra. Cu un telescop mic sau cu un binoclu, se văd mult mai multe stele, iar printr-un telescop mare se observă că roiul conţine sute de stele. Roiul Pleiadele are circa 100 de milioane de ani şi va rămâne un roi încă vreo 250 de milioane de ani, timp în care se va descompune în stele izolate. Stelele din acest roi sunt gigante albastre de clasă spectrală B şi sunt mai fierbinţi şi mai luminoase decât Soarele. Fotografiile cu expunere lungă arată că stelele din Pleiade sunt înconjurate de nori de praf interstelar. Norii sunt iluminaţi de radiaţia interstelara emisă de stele şi strălucesc sub formă de nebuloase de reflecţie. Deşi cea mai mare parte a prafului şi a gazului ce înconjoară roiurile (Pleiade şi Hyades) reprezinta materialul din care s-au format stelele, norii doar se mişcă prin roi. Ei călătoresc cu o viteză de 40000 km/h faţa de Pleiade şi vor traversa roiul trecand prin spaţiul îndepărtat, unde vor redeveni întunecaţi şi invizibili.

Procedeu

În acest capitol vom vedea cum se prezintă diagrama Hertzsprung – Russell a indexului de culoare B – V pentru asterismul Pleiadele. Acesta este un tip diferit de diagramă HR întrucât pe axa orizontală vom aşeza indexul de culoare în locul clasei spectrale iar pe axa verticală vom utiliza magnitudinea vizuală (V) sau aparentă.

Măsurile fotometrice ale roiului din Pleiade pot fi utilizate pentru a determina vârsta roiului şi distanţa acestuia. Analizând imaginile stelelor prin filtre separate: albastru (B – blue) şi vizual (V – visual) putem măsura magnitudinea aparentă a fiecarei stele în fiecare bandă de culoare. După cum am mai spus filtrul V sau cel vizual aproximează răspunsul ochiului uman şi este cel mai sensibil la partea galbenă a spectrului. Filtrul albastru B, corespunde sensibilităţii filmului fotografic (magnitudinii fotografice).

Indexul de culoare pentru fiecare stea se regăseşte în tabelul de mai jos şi reprezintă diferenţa dintre valorile obţinute în urma datelor oferite de cele doua filtre B şi V.

CI = BV

Mai jos avem un tabel care indică clasa spectrala aferentă fiecărui index de culoare.

Pleiadele:  date utilizate în diagrama HR

distanţa Pleiadelor  = 116pc

deci: M-m = 5-5log(d)

M=m+5-5log(d)

Star no. V mag (m) B Mag CI =B-V V mag Abs V (M) m-M Name
1 10.44 11.06 0.62 10.44 5.12 5.32
2 7.52 7.62 0.10 7.52 2.20 5.32
3 6.60 6.57 -0.03 6.60 1.28 5.32
4 7.97 8.15 0.18 7.97 2.65 5.32
5 5.09 5.01 -0.08 5.09 -0.23 5.32 Pleione
6 3.64 3.56 -0.08 3.64 -1.68 5.32 Atlas
7 8.12 8.34 0.22 8.12 2.80 5.32
8 11.35 12.13 0.78 11.35 6.03 5.32
9 6.95 7.07 0.12 6.95 1.63 5.32
10 10.91 11.77 0.86 10.91 5.59 5.32
11 9.05 9.54 0.49 9.05 3.73 5.32
12 10.02 10.58 0.56 10.02 4.70 5.32
13 8.27 8.63 0.36 8.27 2.95 5.32
14 9.25 9.80 0.55 9.25 3.93 5.32
15 9.88 10.42 0.54 9.88 4.56 5.32
16 7.66 7.87 0.21 7.66 2.34 5.32
17 10.48 11.12 0.64 10.48 5.16 5.32
18 6.81 6.87 0.06 6.81 1.49 5.32
19 2.87 2.78 -0.09 2.87 -2.45 5.32 Alcyone
20 6.29 6.31 0.02 6.29 0.97 5.32
21 8.25 8.51 0.26 8.25 2.93 5.32
22 8.69 9.15 0.46 8.69 3.37 5.32
23 7.26 7.31 0.05 7.26 1.94 5.32
24 6.99 7.02 0.03 6.99 1.67 5.32
25 6.82 6.84 0.02 6.82 1.50 5.32
26 12.61 13.79 1.18 12.61 7.29 5.32
27 9.46 9.93 0.47 9.46 4.14 5.32
28 8.37 8.67 0.30 8.37 3.05 5.32
30 9.29 9.75 0.46 9.29 3.97 5.32
31 12.12 13.14 1.02 12.12 6.80 5.32
32 11.71 12.58 0.87 11.71 6.39 5.32
33 10.42 11.06 0.64 10.42 5.10 5.32
34 11.34 12.20 0.86 11.34 6.02 5.32
36 7.35 7.45 0.10 7.35 2.03 5.32
37 7.96 8.28 0.32 7.96 2.64 5.32
38 4.18 4.12 -0.06 4.18 -1.14 5.32 Merope
39 9.70 10.25 0.55 9.70 4.38 5.32
40 5.76 5.72 -0.04 5.76 0.44 5.32 Asterope
41 6.43 6.41 -0.02 6.43 1.11 5.32
42 8.60 8.95 0.35 8.60 3.28 5.32
43 11.27 12.19 0.92 11.27 5.95 5.32
44 3.88 3.81 -0.07 3.88 -1.44 5.32 Maia
45 7.18 7.34 0.16 7.18 1.86 5.32
46 9.45 9.97 0.52 9.45 4.13 5.32
47 10.55 11.22 0.67 10.55 5.23 5.32
48 10.13 10.75 0.62 10.13 4.81 5.32
49 8.04 8.25 0.21 8.04 2.72 5.32
50 7.85 8.05 0.20 7.85 2.53 5.32
51 4.31 4.20 -0.11 4.31 -1.01 5.32 Taygeta
52 10.39 11.02 0.63 10.39 5.07 5.32
53 5.46 5.42 -0.04 5.46 0.14 5.32 Celaeno
54 8.58 8.92 0.34 8.58 3.26 5.32
55 11.40 12.25 0.85 11.40 6.08 5.32
56 3.71 3.60 -0.11 3.71 -1.61 5.32 Electra
57 10.81 11.61 0.80 10.81 5.49 5.32
58 11.93 12.87 0.94 11.93 6.61 5.32

Ce observăm din diagrama rezultată?

  • Majoritatea stelelor se încadrează în intervalul indexului de culoare aferent clasei spectrale B5 adică -0.16 – 0.00.
  • Cele mai masive stele se regăsesc în extremitatea din stânga sus a diagramei în timp ce acelea de dimensiuni mici se regasesc progresiv spre partea din dreapta jos a diagramei.
  • După cum ştim, toate stelele de pe secvenţa principală fuzionează în nucleul lor hidrogen.
  • Atunci când secvenţa principală este încărcată, aceasta înseamnă că avem de a face cu un roi destul de tânăr.
  • Deoarece într-un roi stelar aproximativ toate stelele se află la aceeaşi distanţă de noi, înseamnă că luminozitatea lor este în legatură directă atât cu magnitudinea aparentă cât şi cu cea absolută. Deci dacă elaborăm o diagramă HR pentru un astfel de roi este suficient să introducem valorile corespunzătoare magnitudinii aparente.
  • Folosind formula mM = 5log10(d/10), putem calcula magnitudinile absolute M pentru oricare dintre Pleiade.
  • Modulul de distanţă ne este dat de diferenţa dintre magnitudini. Pentru Pleiade acesta este acelaşi pentru fiecare stea (5.32).
  • Pentru că în decursul procesului de fuziune nucleară stelele ard elemente din ce în ce mai grele, praful rezultat în urma morţii lor va fi tot mai bogat în asemenea elemente iar stelele care se vor naşte apoi din acel praf vor avea un procent mai ridicat de elemente grele decât cele formate în procesul anterior.
  • În diagrama de mai jos avem diagrama anterioara pentru Pleiade în care sunt evidenţiate zonele aferente gigantelor, supergigantelor şi piticelor albe.

  • În diagrama de mai jos avem diagrama anterioară pentru Pleiade în care este introdus Soarele pentru comparaţie utilizând magnitudinea vizuală.

Mai jos avem diagrama HR pentru Hyade.

Prezenţa“punctului terminus” sau TOP pe secvenţa principală înseamnă că avem de a face cu un roi mai batrân decât cel din Pleiade.

Mai jos avem diagrama pentru roiul globular M5.

Acesta este şi mai bătrân decat cel anterior, se observa întreruperea din secvenţa principală mult mai clar decât pană acum şi deplasat înspre stânga jos. Roiurile globulare sunt cele mai bătrâne tipuri de roiuri stelare, pot atinge vârste de pâna la un miliard de ani, în timp ce roiurile globulare pot avea vârste şi de doar un milion de ani.

Roiurile stelare şi diagrama H-R Iulie 21, 2010

Posted by EvolutieStelara in Diagrama Hertzsprung - Russell, Evolutie Stelara.
Tags: , , , , , , ,
add a comment

Una din concluziile ce se pot enunţa în urma studiului evoluţiei stelelor ar fi aceea că o stea cu cât este mai mare cu atât mai „zbuciumată” îi este existenţa în fiecare etapă pe care o parcurge.

Este clar că galaxia noastră conţine stele în diferite stadii de evoluţie, lucrul acesta fiind evident dintr-o simplă citire a diagramei H-R. De asemenea galaxia conţine stele de vârste diferite. Dacă acestea ar fi de aceeaşi vârstă, diagrama H-R ar arăta cu totul diferit.

Cu toate astea există locuri în galaxie în care fiecare stea are aceeasi vârstă: roiul deschis precum Pleiadele şi roiul globular M13 sunt exemple de asemenea regiuni. Să vedem cum se schiţează diagrama H-R pentru aceste obiecte cereşti, cu care orice pasionat de deep-sky este familiar.

Roiul îşi face debutul în diagramă în partea din dreapta sub forma unui grup crescând de obiecte cu temperatură scăzută. Aceste obiecte sau corpuri îşi urmează traseul Hayashi fiecare în parte. Cel mai masiv dintre acestea se va deplasa spre stânga pe parcursul traseului Henyey, iar cele mai luminoase şi mai fierbinţi stele vor fi primele care vor ajunge în punctul ZAMS. Vor începe să se umple părţile cele mai joase din ZAMS pe măsură ce stelele cu o masă mai mică vor începe fuziunea hidrogenului şi vor atinge echilibrul hidrostatic. Atunci când stelele cu masă mai mică vor ajunge în porţiunea ZAMS, cele mai masive stele se vor fi deplasat deja din Secvenţa Principală devenind gigante roşii.

Pe măsură ce stelele cu o masă mai mică evoluează în diagrama H-R, în grupul gigantelor, Secvenţa Principală se „deplasează” nu oricum ci începând din partea stânga sus spre partea din dreapta jos. Expresia din limba engleză ”peels away” – se decojeşte, este foarte plastică în acest sens. Vom denumi ceea ce în engleză se numeşte „the turn off point” – “punctul terminus”, pentru a desemna zona în care Secvenţa Principală se termina. Porţiunea în care se regăseşte acest punct terminus ne spune vârsta roiului pe care-l studiem. Între timp cele mai masive stele au evoluat de-a lungul ramurii orizontale (horizontal branch) în zona AGB, explodând apoi formând supernove. Rând pe rând se umple şi zona AGB cu stelele mai puţin masive care sunt pe punctul de a deveni nebuloase planetare.

Diferenţa principală dintre o diagramă H-R generală şi una pentru un roi globular este ca în diagrama pentru acesta din urmă o porţiune din partea de sus a secvenţei principale va lipsi. În consecinţă o intesă populare a zonei ramurii orizontale sau a celei AGB ne arată, că avem de-a face cu un roi globular bătrân. Astfel astronomii ştiu că un roi globular este în general mai bătrân (aprox. 1 miliard de ani) decât unul galactic care poate avea vârsta de doar câteva milioane de ani.

În final surpriza oferită de o diagramă H-R pentru un roi globular constă în faptul că toate stelele dintr-un roi sunt cam la aceeaşi distanţă de noi, aşadar luminozitatea stelei este direct proporţională atât cu magnitudinea aparentă cât şi cu cea absolută. Aceasta înseamnă că atunci când elaborăm o diagramă H-R pentru un roi, tot ce trebuie să facem este să comparăm magnitudinile vizuale ale stelelor cu indexul lor de culoare B-V.

Mai jos avem cele trei stadii de evoluţie ale unui roi stelar.

Pe masură ce se formează un roi, stelele cu masa stelară mai mică se deplasează pe traseul Hayashi către ZAMS, in timp ce stelele mai masive urmează un curs mai rapid de-a lungul traseului Henyey, ajungând primele la ZAMS, aşa cum se vede în figura a
Pe masură ce se formează un roi, stelele cu masa stelară mai mică se deplasează pe traseul Hayashi către ZAMS, in timp ce stelele mai masive urmează un curs mai rapid de-a lungul traseului Henyey, ajungând primele la ZAMS, aşa cum se vede în figura a

Într-un roi stelar cu o varstă intermediară, stelele cu masa intermediară ajung în ZAMS înaintea celor cu masa stelară mică. Între timp stelele masive se află deja în faza ce urmează secvenţei principale (post-main sequence phase), aşa cum se observă în figura b
Într-un roi stelar cu o varstă intermediară, stelele cu masa intermediară ajung în ZAMS înaintea celor cu masa stelară mică. Între timp stelele masive se află deja în faza ce urmează secvenţei principale (post-main sequence phase), aşa cum se observă în figura b

În ceea ce priveşte roiurile stelare bătrâne, aşa cum sunt cele globulare, toate stelele care iniţial s-au aflat în partea superioară a secvenţei principale au evoluat spre ramura orizontală (Horizontal Branch) ori au populat zona AGB (Asymptotic Giant Branch); aceasta se poate observa în figura c
În ceea ce priveşte roiurile stelare bătrâne, aşa cum sunt cele globulare, toate stelele care iniţial s-au aflat în partea superioară a secvenţei principale au evoluat spre ramura orizontală (Horizontal Branch) ori au populat zona AGB (Asymptotic Giant Branch); aceasta se poate observa în figura c

Deoarece stelele sunt adevărate „uzine chimice” ale universului iar în momentul morţii lor, îmbogăţesc universul cu elemente grele, acesta este motivul existenţei în compoziţia stelelor tinere a elementelor grele, în tot mai mare măsura.

Stelele îşi încheie viaţa răcindu-se sub formă de pitice albe, stele neutronice sau găuri negre, dar atât timp cât strălucesc ele vor sintetiza practic toate elementele chimice existente în spaţiul interstelar.

Astfel se formează noi generaţii de stele cu o cantitate mai mare de elemente grele. Formarea unei stele într-un astfel de mediu bogat în elemente grele, creează premisele apariţiei planetelor, întocmai ca Pământul. Făcându-ne martorii procesului evolutiv continuu, stelele ne lasă o moştenire nepreţuită, a apariţiei a tot ce ne înconjoară, inclusiv a propriei geneze.

Master Astrofizica si Particule Elementare Iulie 1, 2010

Posted by EvolutieStelara in Evolutie Stelara.
Tags: , , , ,
add a comment

Pentru cei interesati de urmarea unor studii universitare de master in domeniul astrofizicii, Facultatea de Fizica din cadrul Universitatii de Vest Timisoara ofera posibilitatea alegerii temei de master Astrofizica si Particule Elementare. Informatii se gasesc la acest link: http://www.physics.uvt.ro/~decan/ape/ape.html

Evoluţia unei stele pe diagrama H-R – Sfârşitul vieţii unei stele: Viaţa de dupa Secvenţa Principală Iunie 19, 2010

Posted by EvolutieStelara in Diagrama Hertzsprung - Russell, Evolutie Stelara.
Tags: , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , ,
add a comment

Când tot hidrogenul din nucleul stelei se va fi transformat în heliu, un timp acesta va deveni inactiv în ceea ce priveşte reacţiile nucleare, si se va contracta sub propria gravitaţie.

La o stea de o masă mai mica, nucleul de heliu inactiv va avea o temperatură iniţială de 15 milioane K, şi pe măsura ce nucleul se contractă temperatura va creşte. Astfel învelişul de hidrogen se va încălzi şi va dilata învelişul stelei. Pe măsură ce se dilată, steaua cu o masă iniţială redusă se răceşte si se transformă, intr-o gigantă roşie.

În cazul unei stele cu 1 masă solara acest proces durează până la un miliard de ani. Dacă accelerăm timpul vom observa steaua cum se deplasează în sus şi puţin la dreapta în diagramă, ca rezultat al scăderii temperaturii, dar şi o creştere a luminozităţii, datorită creşterii suprafeţei. Acum steaua se află în zona RGB (Red Giant Branch) a diagramei H-R.

Presiunea din nucleul stelei este acum în creştere. O lege fundamentală a mecanicii cuantice numită Pricipiul de Excluziune Pauli (numită după fizicianul austriac Wolfgang Paulli) intră în scenă.

Din acest moment heliul care a fost creat în urma arderii hidrogenului va adăuga masă nucleului stelei cauzând creşterea temperaturii acestuia prin creşterea energiei gravitaţionale pâna când temperatura va atinge valoarea de 108K. În acest moment, nucleele ne-degenerate de heliu „uită” de electronii lor degeneraţi şi fuzionează într-o nouă reacţie termonucleară, numită procesul triplu-alfa (triple-alpha process).

Produsul final al acestui proces este carbonul şi într-adevăr câţiva atomi de carbon rezultaţi pot fuziona cu nuclee de heliu pentru a produce oxigen. La stelele cu o masă mică fuziunea heliului este relativ rapidă, mai mult sub formă de explozie în interiorul stelei, ceea ce se numeşte helium flash.

Steaua se deplasează mai mult sau mai puţin orizontal la stânga diagramei    H-R, de-a lungul a ceea ce se cheamă horizontal branch.

Pentru stele de mărimea Soarelui s-a demonstrat că nucleul cu o masă prea mică în urma contractării nu va genera niciodată o temperatură suficient de ridicată pentru a favoriza fuziunea carbonului.

După părăsirea secvenţei principale, Soarele se va deplasa în partea dreaptă , de sus a diagramei H-R ocupându-şi locul în zona AGB (Asyzmptotic Giant Branch).

Pulsurile termice care au loc la o stea aflată în AGB se presupune că ar contribui la instabilitatea pulsatorie a stelei, devenind ceea ce e cheamă stele variabile. Cea mai cunoscută stea AGB este Mira.

Rezultatul final al acestui proces este de a îndepărta majoritatea învelişului stelei de nucleu sub forma unei „bule” ce formează o nebuloasă planetară pe care o recunoaştem cu toţii. În acest caz steaua cu o masă relativ mică a caştigat bătălia constantă cu gravitaţia, în a menţine echilibrul hidrostatic, chiar dacă a fost cu preţul vieţii. Nucleul este acum o pitică albă, fierbinte, şi mică (aproximativ de dimensiunea Pământului) şi deci cu o luminozitate scăzută. Astfel se încadreaza undeva cu mult sub Secvenţa Principala a diagramei H-R.

Pentru o stea mai masivă (între 2,5 şi 5 mase solare),

poate exista un carbon flash din moment ce nucleul mai masiv va favoriza fuziunea carbonului. Aceasta se întâmplă la temperaturi de aproximativ 500 milioane K, rezultatul fuziunii fiind neon, sodiu şi magneziu.

Dincolo de aceasta, reacţiile termonucleare pentru stele din ce în ce mai mari devin tot mai intense şi poate nici acum nu sunt înţelese pe deplin. Pentru cele mai masive stele reacţiile termonucleare din interior vor face ca nucleul stelei să se dilate şi să se răcescă, apoi se va contracta se se va încălzi cauzând o mişcare alternativă înainte şi înapoi în diagrama H-R.

Cantitatea de energie eliberată prin fuziunea progresivă a elementelor tot mai grele este în schimb tot mai mică, deşi reacţiile care se desfăşoară pot sintetiza destul de bine toate elementele din sistemul periodic al elementelor, inclusiv fierul. Steaua are acum o structură stratificată, straturile fiind alcătuite din elementele fuzionate, în ordine. După aceasta, însă, cantitatea de energie eliberată în urma fuziunilor nucleare este mai mică decât cea necesară pentru susinerea procesului de nucleosinteză –reacţia devine endotermă (nucleul de fier este cel mai stabil dintre toate elementele, şi reprezintă “bariera” dintre fuziune şi fisiune). Fuziunea în nucleul stelei se opreşte brusc şi stelele nu mai pot evita colapsul gravitaţional.

Nucleul din fier al stelei rezistă iniţial colapsului datorită presiunii degenerative electronice. Însă, dacă nucleul depăşeşte limita Chandrasekhar de aproximativ 1,4 mase solare, atunci presiunea degenerativă electronică nu mai este suficientă pentru a rezista colapsului gravitaţional, după modelul relativist. (mai mult…)