jump to navigation

Spectrul stelelor şi importanţa clasei spectrale Martie 30, 2010

Posted by EvolutieStelara in Evolutie Stelara.
Tags: , , , , , , , , , , , , , ,
trackback

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.

Anunțuri

Comentarii»

No comments yet — be the first.

Lasă un răspuns

Completează mai jos detaliile tale sau dă clic pe un icon pentru a te autentifica:

Logo WordPress.com

Comentezi folosind contul tău WordPress.com. Dezautentificare / Schimbă )

Poză Twitter

Comentezi folosind contul tău Twitter. Dezautentificare / Schimbă )

Fotografie Facebook

Comentezi folosind contul tău Facebook. Dezautentificare / Schimbă )

Fotografie Google+

Comentezi folosind contul tău Google+. Dezautentificare / Schimbă )

Conectare la %s

%d blogeri au apreciat asta: