jump to navigation

Spectrul stelelor şi importanţa clasei spectrale Martie 30, 2010

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

Clasificarea spectrală – Angelo Secchi;

Prima încercare de a clasifica stelele după spectrul lor a fost făcută de Angelo Secchi în 1863-1867:

– stele alb-albastre, cu linii proeminente ale hidrogenului în spectru, Sirius;

– stele galbene, liniile hidrogenului mai slabe iar liniile metalelor vizibile: Capella, Soarele;

– stele portocalii, spectre complicate cu multe linii, Betelgeuse, Mira;

– stele roşii, spectre cu linii proeminente ale carbonului: R Cygni.

Clasificarea se baza pe proprietăţile a 500 de stele.

Clasificarea spectrală: E. l. Pickering, Annie Jump Cannon şi Wilhelmina Fleming.

Pe la 1890, la Harvard College Observatory, astronomul Pickering, împreună cu colaboratoarele Annie Jump Cannon şi Wilhelmina Fleming au pus bazele clasificării spectrale moderne. Au folosit spectrele a 225000 de stele, toate din catalogul Henry Draper. Au început prin a da câte o literă a alfabetului fiecărui tip de spectru de la A la Z. Au observat că nu sunt atât de multe tipuri de spectre astfel că au început să renunţe la unele dintre litere, rămânând în final cu: O, B, A, F,G, K, M, R, N, S fiecare tip spectral prezentând linii de absorbţie a unor elemente chimice, semn că acestea există în atmosferă. Fiecare clasă spectrală este împărţită în 10 părţi de la 0 la 9.

Este fascinant cum doar prin studiul luminii unei stele putem afla atât de multe despre ea. Tot ce poate ajunge până la noi de la o stea este lumina şi aceasta este tot ce avem nevoie pentru a determina cât este de fierbinte, cât este de departe, în ce direcţie se îndreaptă şi dacă se roteşte. Ajungem astfel cu aceste date să calculăm vârsta stelei, masa ei şi perioada de viaţă rămasă, etc. Este atât de important spectrul unei stele, acel ADN stelar, încât de aici înainte pe tot parcursul lucrării când ne vom referi la o stea vom menţiona întotdeauna şi clasificarea ei spectrală.

Determinarea clasei spectrale a unei stele este sarcină relativ usoară. Pentru aceasta este nevoie de un spectroscop montat pe ocularul telescopului. În acest fel lumina emisă de stea poate fi colectată şi fotografiată cu o cameră CCD. Rezultatul este ceea ce se numeşte spectru.

Practic spectrul constă în transpunerea grafică a cantitatii luminii emise si a diferitelor lungimi de undă (culoare) provenite de la o stea. De remarcat că suprafaţa asemănătoare cu un curcubeu, a spectrului este străbătută din loc in loc de linii de culoare închisă. Acesea se numesc linii de absorbţie  şi se formează în atmosfera stelei. În cazuri rare pot apărea şi linii de culoare deschisă numite linii de emisie. De obicei aceste linii apar destul de rar la stele însă sunt foarte proeminente la nebuloase.

Electronii din atomii de la suprafaţa stelei pot reţine doar anumite energii, precum treptele unei scări ce pot avea doar anumite înălţimi ce permit urcarea lor. Uneori un electron al unui atom, să presupunem un atom de hidrogen, poate fi „aruncat” de la un nivel de energie scăzut la unul mai înalt, prin coliziune cu un alt atom. În cele din urmă va coborî la nivelul mai scăzut. Energia pe care atomul o pierde când electronul revine la nivelul de energie iniţial se eliberează prin emiterea unui foton. Acest foton emis are o proprietate unică – deţine exact cantitatea de energie pe care a pierdut-o electronul, ceea ce în schimb înseamnă că fotonul are o anumită lungime de undă şi o anumită frecvenţă.

Când gazul de hidrogen este încălzit la temperaturi înalte, numărul coliziunilor dintre atomi pot propulsa în mod continuu electroni la nivele ridicate de energie, apărând astfel liniile de emisie spectrală.

Originea liniilor de absorbţie se regăseşte în cantităţile diferite de elemente din atmosfera mai rece a stelelor (pe lângă hidrogen şi heliu mai găsim şi alte elemente sau metale prezente în cantităţi foarte reduse în compoziţia chimică a corpurilor cereşti).

Fotonii nu pot fi doar emişi, ei pot fi şi absorbiţi. Acest proces are ca rezultat trecerea electronului la un nivel de energie mai ridicat ceea ce poate avea loc doar dacă fotonul are o încărcătura energetică specifică. Prea multă sau prea puţină energie, chiar şi când vorbim de cantităţi minuscule, poate face ca fotonul să nu interacţioneze cu electronul.

Acele treceri între diferite nivele energetice ale electronului sunt numite tranziţii. Din desenul de mai jos deducem că liniile de absorbţie întunecate şi cele de emisie strălucitoare au loc la exact aceleaşi lungimi de undă, indiferent dacă gazul de hidrogen spre exemplu, emite sau absoarbe lumina. Cu alte cuvinte, liniile de emisie sunt rezultatul tranziţiei electronilor de la nivele înalte de emisie la nivele scăzute, în timp ce liniile de absorbţie sunt rezultatul tranziţiei de la energie scăzută la una înaltă.

 

Spectrul conţine astfel „amprentele” fiecărui element chimic şi fiecare este unic în felul său. Hidrogenul care este cel mai simplu element, cu un singur electron are un spectru simplu, dar pentru elemente cu mai mulţi electroni şi cu mai multe tranziţii posibile, spectrul poate fi mult mai complex.

Factorul determinant în apariţia unei linii de absorbţie este temperatura din atmosfera stelei. Liniile de absorbţie ale unei stele fierbinţi vor fi diferite de cele ale unei stele mai reci. Clasificarea unei stele putem spune că este rezultatul analizei amănunţite a spectrului său şi a măsurării liniilor de absorbţie din spectru. Prin urmare clasificarea unei stele este determinată în primul rând de temperatura din atmosfera stelei şi nu de cea din nucleul acesteia. Analiza structurii liniilor spectrale ne oferă informaţii precise despre presiune, rotaţie şi chiar prezenţa unei alte stele cu care steaua cercetată ar putea forma un sistem binar.

Culoarea Stelelor Martie 30, 2010

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

În funcţie de lungimea de undă la care lumina emisă de stea are cea mai mare intensitate, putem determina culoarea şi temperatura stelei. Pentru aceasta pornim de la ipoteza că steaua este un corp negru. Corpul negru, inventat de ştiinţa care măsoară căldura şi dinamica acesteia (termodinamica) nu are o existenţă propriu-zisă fiind doar un obiect convenţional folosit pentru a putea explica anumite fenomene.  Dacă un obiect se comportă după anumite reguli, este considerat corp negru şi i se determină anumite caracteristici doar prin calcul. Astfel energia degajată de corpurile negre este produsă de radiaţia electromagnetică :

– corpurile negre respectă Legea Stefan-Boltzmann: cantitatea de energie emisă are legătură cu

temperatura   

– lungimea de undă la care corpul radiază cel mai intens, este legată de temperatură prin formula: , este măsurată în nanometri iar T în grade Kelvin – Legea lui Wien.

Culoarea unei stele depinde de cea mai puternică culoare din spectru.

– dacă temperatura se modifică puţin, cantitatea de energie emisă creşte foarte mult;

– radiaţia stelelor fierbinţi are lungime de undă mică, iar a celor roşii are lungime de undă mare.

– pentru ochiul uman, lumina cu lungimea de undă mică este albastră    (aprox. 400nm), iar lumina cu lungime de undă mare este roşie (aprox. 700nm);

– conform legilor corpului negru, maximul intensităţii din spectru ne arată temperatura corpului;

– cu cât maximul este spre albastru, cu atât steaua este mai fierbinte;

Exemplu:

Stelele Sirius şi Omicron Ceti au temperatura de 9200K şi 1900K. Care este lungimea de undă la care emit cea mai mare cantitate de energie?

Pentru Sirius:

Pentru Omicron Ceti:

Indexul de culoare

Culoarea unei stele se poate determina de asemenea măsurând strălucirea stelei sau magnitudinea ei cu doua filtre diferite : B-blue, 450nm ; V-vizual, 550nm. Diferenţa B-V se numeşte index de culoare.

Astfel, avem:

– stele albastre  –  B-V < 0 (negativ);

– stele portocalii  –  0 < B-V < 3 ;

– stele roşii  –  3 < B-V  ;

Cu siguranţă cu toţii am observat până şi cu ochiul liber diferenţe de culoare la diferite stele. Astfel Betelgeuse ( ) este aproape roşie, Antares ( ) la fel, Capella ( ) este galbenă, Vega ( ) este albastră. Una dintre cele mai misterioase stele este Zubeneschamali ( ), stea ce şi-a căpătat acest statut din două motive: această stea este mult mai strălucitoare în prezent decât a fost în trecut şi pentru că observatorii au declarat că are  culoare verde. Astfel Zubeneschamali este una dintre puţinele stele de culoare verde cunoscute până acum!

Majoritatea stelelor însă, observate cu ochiul liber pot părea albe sau gri. Prin binoclu sau telescop lucrurile se schimbă considerabil. Condiţiile atmosferice de asmenea pot influenţa culoarea aprentă a unei stele.

Dar cum am spus, culoarea stelelor este în strânsă legătură cu temperatura superficială. O stea roşie are o temperatură superficială mai scăzută decât una portocalie. Acesta este în fapt un exemplu ce se supune Legii lui Wien. Legea susţine că o stea cu temperatura la suprafaţă redusă emite majoritatea enegiei în porţiunea roşu spre infraroşu a spectrului, în timp ce o stea mult mai fierbinte emite preponderent în porţiunea albastru-ultraviolet a spectrului. În mod surprinzător stelele cu masă mică, cele cu temperatură scăzută formează până la 70% din stelele galaxiei noastre, dar aceastea nu vor fi observate niciodată pe cerul nopţii. De reţinut este că toate stelele din galaxia Căii Lactee emit energie pe toate lungimile de undă datorită energiei medii ridicate a tuturor fotonilor.

În imaginile de mai jos, porţiunea colorată reprezintă zona vizibilă din spectru.

(mai mult…)

Dimensiunea, Masa, Fluxul, Luminozitatea şi Raza Martie 17, 2010

Posted by EvolutieStelara in Evolutie Stelara.
Tags: , , , , , , , , ,
2 comments

Pe lângă interferometrie, tehnică folosită în măsurarea stelei Betelgeuse, dimensiunea stelelor mai poate fi măsurată prin determinarea luminozităţii (derivată din distanţă şi strălucire) şi temperatura la suprafaţă, determinată din clasa spectrală.

Pentru a calcula dimensiunea stelei se foloseşte Legea Stefan-Boltzmann, conform căreia cantitatea de energie care radiază dintr-un metru pătrat / secundă, din suprafaţa stelei este proporţională cu temperatura la suprafaţa stelei (T) ridicată la puterea 4. Cu alte cuvinte, fluxul de energie (F) este proporţional cu temperatura la suprafaţa stelei (T). Un obiect rece are o energie termică mai scăzută decât unul fierbinte.

Să ne reamintim precizările din capitolul dedicat luminozităţii, şi anume faptul că luminozitatea unei stele este măsura energiei emise la suprafaţă în fiecare secundă. Această luminozitate este mai exact fluxul (F) multiplicat cu numărul de metri pătraţi din suprafaţa stelei. Presupunând că toate stelele sunt perfect sferice, atunci cantitatea exprimată în enunţul de mai sus este determinată de suprafaţa stelei; utilizând formula ce exprimă suprafaţa stelei: , unde R este raza stelei (R masurată din centrul stelei până la suprafaţa acesteia).

Fluxul unei stele este dat de Legea Stefan-Boltzmann :

Relaţia dintre flux (F), luminoziate (L) şi rază (R) este:

unde:

L – luminozitatea stelei exprimată în watts (W);

R – raza stelei exprimată în metri (m);

σ – constanta Stefan-Boltzmann;

T – temperatura stelei în grade Kelvin (K).

Ecuaţia precedentă ne arată cum o stea rece (cu o temperatură superficială scăzută) va avea un flux scăzut, însă poate avea o luminozitate crescută pentru că ar putea avea o rază mare şi implicit o suprafaţă mare. În acelaşi fel o stea fierbinte (cu o temperatură superficială ridicată) poate avea o luminozitate scazută dacă are o rază mică, însemnând că suprafaţa ei este de asemenea mică.

Chiar dacă putem determina parametri precum rază, temperatură, luminozitate şi strălucire, câteodată este mai relevant să exprimăm aceste valori raportate la Soare. Astfel în loc să exprimăm temperaturi de 54.000K am spune că temperatura este de 10 ori temperatura soarelui. Aceleşi lucru se aplică şi în cazul luminozitaţii şi razei stelei.

Să presupunem Soarele ca fiind o stea tipică şi astfel să comparăm caracteristicile unei stele oarecare cu cele ale soarelui. Vom avea:

(mai mult…)

Magnitudinea aparentă şi magnitudinea absolută Martie 16, 2010

Posted by EvolutieStelara in Evolutie Stelara.
Tags: , ,
1 comment so far

Magnitudinea absolută a unei stele reprezintă magnitudinea ei dacă ar fi situată la 10 pc. (32,6 ani lumina)

Raportul de luminozitate între două stele:

Aşadar:

–         stelele strălucitoare pot fi indepărtate (Deneb, Cygnus);

–         cea mai apropiată stea de Soare (Proxima Centauri) este foarte mica;

–         Soarele nu este o stea foarte strălucitoare;

–         adusă în locul Soarelui, Sirius ar fi de 40 de ori mai strălucitoare decât acesta;

Strălucirea unei stele reprezintă caracteristica stelelor numită magnitudine stelară. Termenul de magnitudine se foloseşte de asemenea pentru orice obiect astronomic observat pe cerul nopţii. După cum am menţionat şi mai devreme, prima persoană care a clasificat stelele după magnitudine a fost astronomul grec Hipparchus, folosind o scară de la 1 la 6 ( 1- cea mai strălucitoare, 6- cea mai puţin strălucitoare ). Cu toate acestea, astăzi putem observa stele mai slabe ce ajung  la magnitudinea 13. Deoarece acesta se referă la  strălucirea stelei asa cum o percepe un observator de pe Pământ, termenul cel mai potrivit ar fi cel de strălucire aparentă sau mai corect cel de magnitudine aparentă având notaţia m.

Pentru început poate fi derutant faptul că stelele mai strălucitoare au o magnitudine mai mică. Aceasta se datorează clasificării convenţionale şi arbitrare prin care s-a acceptat că steaua de magnitudine 1 este mai strălucitoare decât cea de magnitudine 6. Cu alte cuvinte este nevoie de 100 de stele de magnitudine 6 pentru a emite lumina unei singure stele de magnitudine 1. Definiţia termenului a fost apoi expusă în felul următor: unei diferenţe de 5 magnitudini îi corespunde exact un factor de 100 în strălucire. Diferenţei de o magnitudine îi corespunde un factor de 2,512 în strălucire.

Aceasta se reprezintă prin următorul calcul:

Folosind această scară modernă a magnitudinilor, multe obiecte au acum magnitudine negativă. Sirius, cea mai strălucitoare stea are magnitudinea – 1,44m; Venus când este cea mai strălucitoare are ; Luna plina are  iar Soarele are .

Raportul dintre magnitudinea aparentă şi strălucire

Avem doua stele S1 şi S2 cu magnitudinea aparentă m1 şi m2 şi strălucire b1 şi b2 . Relaţia dintre cele două magnitudini poate fi scrisa astfel:

(mai mult…)

Strălucire şi luminozitate Martie 13, 2010

Posted by EvolutieStelara in Evolutie Stelara.
Tags: , , , , ,
4 comments

Văzuţi de pe Pământ, toţi aştri au o anumită strălucire. Această strălucire este aparentă şi depinde de distanţa dintre Pământ şi astru şi de strălucirea intrinsecă a acestuia din urmă. În 1200 î.Hr. astronomul Hipparchus a împărţit stelele după strălucire astfel încât fiecare stea aparţinea uneia dintre cele 6 clase de mărime: stelele de mărimea 1 erau cele mai strălucitoare iar cele de mărimea 6 erau cele mai slabe ca luminozitate. Treptat termenul de mărime s-a transformat în magnitudine. O magnitudine superioară însemnă o strălucire de două ori mai puternică decât cea inferioară.

În imaginea de mai jos avem reprezentările celor 6 magnitudini stelare începând cu cea de magnitudine 1 (stânga) şi terminând cu cea de magnitudine 6 (dreapta).

În 1856, Pogson a revizuit scara magnitudinilor stelare. Astfel a definit că o stea de magnitudinea 1 este de 100 de ori mai strălucitoare decât una de magnitudinea 6. De asemenea pe cale empirică a stabilit faptul că un ordin de magnitudine are un factor de creştere sau descreştere a strălucirii  egal cu 2,512. În acest scop a utilizat ca etalon steaua Vega, cu magnitudinea 0, urmând ca mai apoi pornind de la acest etalon să calculeze şi stralucirea altor stele cunoscute la aceea dată.

Raspunsul sistemului nervos uman este logaritmic. O creştere a semnalului receptat pe cale senzorială (luminos, acustic) nu se identifică sub forma unei adunări a intensitatii ci ca o multiplicare.

Strălucirea unei stele este strălucirea observată de ochiul uman de la depărtare, în domeniul spectral la care este sensibil, cu toate că stelele emit energie pe întreg spectrul.

Există un număr imens de stele şi galaxii pe cerul nopţii şi în general acestea sunt alimentate într-o măsură mai mare sau mai mică de acelaşi proces ca şi Soarele.

Stelele se diferenţiază în funcţie de multe caracteristici cum ar fi masa, dimensiunea şi printre cele mai importante luminozitatea L. Luminozitatea se măsoară în watts (W) sau sub formă de multiplu a luminozităţii solare L. ( un watt reprezintă 1 Joul/sec. Luminozitatea Soarelui este de 3,86 x 1026 W şi se notează cu simbolul L). Aceasta reprezintă cantitatea de energie emisă pe secundă. Luminozitatea nu poate fi determinată direct pentru că strălucirea unei stele, aşa cum este văzută de pe Pământ depinde de distanţa la care se află steaua cât şi de luminozitatea intrinsecă. Spre exemplu α Centauri A si Soarele au liminozităţi similare, însă pe cerul nopţii α Centauri A este doar un punct luminos slab întrucât este situat de aproximativ 280.000 de ori mai departe de Pământ decât Soarele.

Pentru a putea determina luminozitatea intrinsecă a unei stele este nevoie să îi cunoaştem strălucirea aparentă definită prin cantitatea de lumină ce ajunge pe Pământ pe o unitate de suprafaţă. Astfel termenul ştiinţific pentru strălucire aparentă este fluxul.

Pe măsură ce lumina se depărtează de stea, se va dispersa în spaţiu pe regiuni tot mai vaste, supunându-se legii pătratelor inverse. Dacă Soarele ar fi observat de la o distanţă de două ori mai mare decât cea existentă în prezent, ar părea mai slab cu un factor de 22 = 4. Dacă l-am vedea de la o distanţă de 10 U.A. ar părea de 102 ori mai slab. Dacă am observa Soarele aflat în aceeaşi locaţie ca α Centauri A, ar fi mai slab de 270.0002 ceea ce înseamnă de 70 de miliarde de ori mai slab.

Legea pătratelor inverse descrie cantitatea de energie care este receptată de ochiul uman sau de un alt detector. Să ne imaginăm o sfera imensă, cu o rază d, centrată pe o stea. Cantitatea de lumină ce răzbate printr-un metru pătrat din suprafaţa stelei este luminozitatea (L), divizată la totalul suprafeţei sferei. Suprafaţa unei stele fiind dată de formula 4πd2 putem deduce că pe măsură ce sfera este mai mare, raza d este mai mare şi lafel se întâmplă şi în cazul luminozităţii.

Această cantitate, flux de energie care ajunge la ochii noştri este aşa cum am menţionat mai sus, strălucirea aparentă (uneori denumită simplu strălucire). Se măsoara în watts pe metru pătrat ( W/m2 ).

Formula pentru luminozitate şi distanţă

Relatia dintre distanţa, strălucire şi luminozitate este dată de:

unde ,

b = strălucirea stelei exprimată în W/m2

L = luminozitatea stelei exprimată în W

d =  distanţa până la stea exprimată în metri.

(mai mult…)