jump to navigation

Digrama Hertzsprung-Russell Aprilie 22, 2010

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

După ce am trecut în revistă diferiţi parametri ce caracterizează o stea este timpul să îi ordonăm într-un singur sistem pentru a avea o imagine de ansamblu despre evoluţia unei stele.

Mulţi dintre noi suntem familiari cu reprezentarea sub formă de grafice şi diagrame a diferitelor mărimi. Un astfel de grafic folosit universal în ceea ce priveşte proprietăţiile stelare este Digrama Hertzsprung-Russell. Fără îndoială este unul dintre cele mai importante şi mai utile instrumente folosite în studiul astronomiei.

În 1912 doi astronomi, independent unul de celălalt au comparat diferite proprietăţi ale stelelor:  E. J. Hertzsprung (Danemarca) şi H. N. Russell (S.U.A). Cei doi au realizat grafice pe care treceau luminozitatea, culoarea (B-V), spectrul, temperatura şi au observat ceva remarcabil: stelele se află în regiuni distincte ceea ce ne arată că temperatura la suprafaţă (sau tipul spectral) este înrudit cu luminozitatea.

Avem mai jos o diagramă tipică H-R, fiecare punct din diagramă reprezentând o stea ale cărei proprietăţi precum tipul spectral şi luminozitatea au fost determinate.

Să observăm puţin elementele diagramei:

  • Axa orizontală reprezintă temperatura stelară (superficială) sau în mod echivalent, tipul spectral;
  • Temperatura creşte de la dreapta la stânga. Aceasta se întâmplă pentru că Hertzsprung şi Russell şi-au bazat diagrama pe secvenţa spectrală OBAFGRM, unde O reprezintă stelele mai fierbinţi şi se află la stânga, în timp ce M sunt stele mai reci şi sunt poziţionate în dreapta.;
  • Axa veticală reprezintă luminozitatea stelară reprezentată în unităţi de luminozitate solară  ;
  • Luminozităţile acoperă o axă întinsă, prin urmare diagrama uzează de scara logaritmică, unde fiecare gradaţie de pe axa verticală, înseamnă o luminozitate de 10 ori mai mare decât cea anterioară;
  • Fiecare punct de pe Diagrama H-R reprezintă un tip spectral şi o luminozitate caracteristice unei singure stele. De exemplu, punctul reprezentând Soarele corespunde tipului său spectral, G2, cu luminozitate .

De remarcat este modul în care creşte luminozitatea pe axa verticală a diagramei pe măsura ce temperatura superficială creşte pe axa orizontală, în timp ce ne deplasăm spre stânga. Avem astfel în colţul din stânga sus stele fierbinţi şi luminoase. În opoziţie, stelele din colţul dreapta sus sunt de această dată reci dar la fel de luminoase, iar cele din dreapta jos sunt reci şi pale opuse şi acestea cu cele din stânga jos, fierbinţi şi pale.

Diagrama H-R – secvenţa principală

Cea mai mare parte a stelelor prezente in diagrama H-R, peste 90%, se află pe o linie ce duce din stânga sus spre dreapta jos a diagramei, linie ce se numeşte secvenţa principală. În funcţie de diverşi parametri, parcurgând secvenţa principală întâlnim stele foarte mari şi luminoase dar şi stele pitice roşii. Dintre stelele prezente pe secvenţa principală a diagramei precizăm Soarele.

Diagrama H-R – stele gigante

Stelele gigante sunt stele reci, între 3000 şi 5000K dar foarte luminoase. O cauză a luminozităţii puternice este diametrul lor foarte mare, între 10-100 ori mai mare decât al Soarelelui ceea ce se reflectă într-o luminozitate de pâna la 1000 de ori luminozităţi solare. (ex. Arcturus, Aldebaran).

Diagrama H-R – stele supergigante

În partea din dreapta sus a diagramei H-R se află stelele supergigante. Acestea au un diametru de peste 1000 de ori mai mare decât al Soarelui, doar 1% dintre stele facând parte din aceasta categorie, dintre exemple putem enumera Antares, Betelgeuse, etc.

Diagrama H-R – stele pitice albe

Piticele albe, prezente în partea din stânga jos a diagramei H-R, sunt stele extrem de fierbinţi dar cu luminozitate scăzută. Temperatura foarte mare şi dimensiunile reduse sunt caracteristici în strânsă legătura ceea ce fac din piticele albe stele ce nu pot fi observate cu ochiul liber. Diametrul piticelor albe este asemănător cu al Pământului şi doar 9% dintre stele intră în această categorie.

Diagrama H-R – luminozitatea

În urma observaţiilor îndelungate s-a constatat că stelele pot avea temperaturi identice dar luminozităţi diferite. Cauza acestui fapt a fost identificată prin observarea liniilor spectrale, cu cât acestea sunt mai înguste, cu atât steaua este mai mare. Prin urmare factorul dimensiune ne conduce către aspectul densităţii şi constatăm că în stelele gigantice, densitatea fiind mai mica si atomii ciocnindu-se mai rar, determina liniile spectrale mai înguste din descrierea de mai sus. În opoziţie, dacă densitatea este mai mare, fapt ce pune în discuţie şi dimensiunile mai reduse ale stelei, atomii se vor ciocni mai des intre ei iar liniile spectrale vor fi mai difuze, mai largi.

Temperatura unei stele determină ce linii din spectrul său sunt mai proeminete. Prin urmare clasificarea unei stele după tipul său spectral, este în esenţă similar cu clasificarea unei stele în funcţie de temperatura sa. O privire asupra diagramei H-R ne va dezvălui că stelele pot avea temperaturi similare şi luminozităţi total diferite.

Spre exemplu o pitică albă poate avea o temperatura de 7000K; la fel şi o stea din Secvenţa Principală, o stea gigantă sau o stea supergigantă. Totul depinde de luminozitatea ei. Din nou liniile spectrale ne spun cărei categorii îi aparţine steaua studiată.

În mod empiric s-a stabilit că, cu cât este mai luminoasă o stea, cu atât sunt mai înguste liniile de hidrogen din spectrul său (regulă valabilă pentru stelele din tipul spectral B până la tipul spectral F). Teoria din spatele acestui fenomen este destul de complexă dar deocamdată ne vom limita a menţiona că acele diferenţe măsurabile din spectrul unei stele se datorează diferenţelor de temperatură din atmosfera ei, motiv pentru care se produc liniile de absorbţie. Densitatea şi presiunea gazelor încălzite din atmosferă afectează liniile de absorbţie şi hidrogenul cu precădere. Dacă presiunea şi densitatea sunt mari, atomii de hidrogen se ciocnesc mai des şi interacţionează cu alţi atomi din gaz. Coliziunile cauzează schimbări de energie în atomii de hidrogen, ceea ce are ca rezultat linii spectrale de hidrogen pronunţate.

La o stea gigantă luminoasă, presiunea şi densitatea din atmosfera stelei este foarte scăzută datorită masei extinse pe un volum atât de mare. Prin urmare atomii (şi ionii)  sunt relativ îndepărtaţi, însemnând că ciocnirile dintre ei sunt mult mai puţine, ceea ce se reflectă în linii de hidrogen mai înguste. Într-o stea din Secvenţa Principală atmosfera fiind mai densă decât la o gigantă sau o supergigantă, cu coliziuni mai frecvente între atomi, liniile spectrale de hidrogen sunt mai largi.

În capitolele precedente am văzut cum putem asocia stelelor diferite clase de luminozitate. În figura de mai jos vedem cum aceste stele din diferite clase de luminozitate îşi ocupă locul în Diagrama H-R.

Cunoscând atât tipul spectral cât şi luminozitatea unei stele un astronom va şti imediat unde îşi are locul o stea în Diagrama H-R. De exemplu, o stea de tip G2V este o stea din Secvenţa Principala cu o luminozitate de 1 şi o temperatură la suprafaţă de aproximativ 5700K. În acelaşi fel, pentru Aldebaran, care este o stea de tip K5III, diagrama va demonstra că este o gigantă roşie cu o luminozitate de  şi o temperatura la suprafaţă de 4000K.

Diagrama H-R şi raza stelară

Diagrama H-R ne poate furniza în mod direct informaţii cu privire la raza stelară, pentru că luminozitatea unei stele depinde atât de temperatura la suprafaţă cât şi de suprafaţa sau raza acesteia.

Primul lucru pe care îl observăm în imaginea de mai sus este că stelele nu sunt aşezate haotic în diagramă ci par a urma o anumită regulă ce le repartizează în regiuni distincte. Prin urmare constatăm fără urma de îndoială că temperatura (clasa spectrală) şi luminozitatea se află în legătură. Grupările ce se formează se caracterizează astfel:

  • Banda ce se întinde pe diagonala diagramei H-R se numeşte Secvenţa Principală şi reprezintă aproximativ 90% din stelele de pe cerul nopţii. Se extinde de la stelele fierbinţi şi luminoase de culoare albastră, din stânga sus, până la stelele reci şi pale de culore roşie din dreapta jos. Stelele din secvenţa principală îşi consumă / ard hidrogenul (fuziune termonucleară, ce transformă hidrogenul în heliu) la nivelul nucleului.
  • Stelele din dreapta sus se numesc gigante. Aceste stele sunt în acelaşi timp reci şi luminoase. Să ne amintim de Legea Stefan-Boltzmann din capitolele trecute, care susţine că o stea rece va radia mult mai puţină energie pe unitatea de suprafaţă decât o stea fierbinte. Aşadar, pentru ca aceste stele să fie atât de luminoase este necesar să aibă dimensiuni foarte mari, gigantice. Dimensiunea acestor stele variază de la 10 până la 100 de raze solare. Majoritatea stelelor gigante sunt de 100 până la 1000 de ori mai luminoase decât Soarele si au temperaturi între 3000 şi 6000K. Multe dintre stelele mai reci ce aparţin acestei categorii sunt roşiatice şi au temperaturi de 3000K, până la 4000K, acestea numindu-se şi gigante roşii. Câteva exemple de gigante roşii sunt: Arctus în Boötes şi Aldebaran în Taurus.
  • La extrema dreaptă, în partea de sus sunt câteva stele care sunt chiar mai mari decât gigantele. Este vorba de supergigante, ale căror rază ajunge până la 1000 raze solare. Gigantele şi supergigantele însumează aproximativ 1% din stelele de pe cer. Antares în Scorpius şi Betelgeuse în Orion sunt două exemple de asemenea stele supergigante. Modul în care are loc fuziunea nucleară din aceste stele este cu mult diferită faţă de modul în care aceasta se întâmplă la stelele ce aparţin Secvenţei Principale.
  • Stelele din partea stângă, jos, din Diagrama H-R au raza mult mai mică şi par albe. Aşa numitele pitice albe, cum se poate identifica şi în diagramă sunt stele fierbinţi cu luminozitate scăzută, si de dimensiuni reduse, aproximativ de dimensiunea Pământului. Fiind stele pale ele pot fi observate doar prin telescop. Aceste stele sunt rămăşiţele încă luminoase ale stelelor gigante, în interiorul lor nemaiavând loc reacţii nucleare. Piticele albe însumează aproximativ 9% din stelele de pe cerul nopţii

Diagrama H-R şi Masa Stelară

Aparent masa corpurilor ceresti este dificil de estimat dar prin analiza detaliată a sistemelor binare s-a reuşit determinarea masei în cazul unor stele. Trecute pe diagrama H-R, stelele ne arata un fapt interesant, în special în secvenţa principală, unde întâlnim o distribuţie cel puţin interesantă a luminozităţii şi temperaturii. Cheia acestui fapt este chiar masa stelelor.

Principala caracteristică a stelelor din Secvenţa Principală este producerea fuziunii nucleare, proces prin care hidrogenul este transformat în heliu. Deoarece majoritatea stelelor îşi petrec o mare parte din viaţă întreţinând această reacţie, este evident că cea mai mare parte a vieţii unei stele se va înscrie pe Secvenţa Principală.

Stelele de tip O, care sunt fierbinţi, luminoase, din partea de sus a diagramei, pot avea masa de până la 100 de mase solare. La extrema cealaltă a Secvenţei Principale, stelele reci şi pale au mase de 0,1 din masa solara. Această distribuţie ordonată a maselor stelare de-a lungul Secvenţei Principale, ne arată că masa este cel mai important atribut al stelelor „consumatoare” de hidrogen. Masa are un efect direct asupra luminozităţii stelei pentru că greutatea straturilor exterioare ale stelei vor influenţa cât de repede va avea loc reacţia nucleară de transformare a hidrogenului în heliu la nivelul nucleului stelei. O stea de 10 mase solare în perioada în care se va afla pe Secvenţa Principală va fi de 1000 de ori mai luminoasa decât Soarele.

În general stelele foarte luminoase trebuie să fie foarte mari, ori trebuie să aibă temperaturi foarte ridicate, sau amândouă. Stelele din colţul din stânga sus a Secvenţei Principale sunt de câteva mii de ori mai luminoase decât Soarele, dar sunt doar de aproximativ 10 ori mai mari decât acesta. Deducem astfel ca temperatura acelor stele la suprafaţă trebuie să fie semnificativ mai mare decât a Soarelui, pentru a putea atinge o asemenea luminozitate.

În consecinţă putem afirma că stelele din Secvenţa Principală, cele mai mari decât Soarele, trebuie să aibă în mod corespunzător temperaturi mai ridicate, în timp ce stelele cu masa stelară inferioară Soarelui, vor avea o temperatură la suprafaţă mult mai scăzută decât acesta. Aceasta este explicaţia pentru care Secvenţa Principală din Diagrama H-R, coboara pe diagonala din colţul din stânga sus spre colţul din dreapta jos.

Diagrama Hertzsprung-Russell este unul dintre instrumentele fundamentale în astronomie. Ne vom folosi de ea pe parcursul capitolului următor întrucât ne va furniza informaţii legate de parcursul evolutiv al unei stele, de la naştere şi până la moarte.

În urma observaţiilor îndelungate s-a constatat că stelele pot avea temperaturi identice dar luminozităţi diferite. Cauza acestui fapt a fost identificată prin observarea liniilor spectrale, cu cât acestea sunt mai înguste, cu atât steaua este mai mare. Prin urmare factorul dimensiune ne conduce către aspectul densităţii şi constatăm că în stelele gigantice, densitatea fiind mai mica si atomii ciocnindu-se mai rar, determina liniile spectrale mai înguste din descrierea de mai sus. În opoziţie, dacă densitatea este mai mare, fapt ce pune în discuţie şi dimensiunile mai reduse ale stelei, atomii se vor ciocni mai des intre ei iar liniile spectrale vor fi mai difuze, mai largi.

Temperatura unei stele determină ce linii din spectrul său sunt mai proeminete. Prin urmare clasificarea unei stele după tipul său spectral, este în esenţă similar cu clasificarea unei stele în funcţie de temperatura sa. O privire asupra diagramei H-R ne va dezvălui că stelele pot avea temperaturi similare şi luminozităţi total diferite.

Spre exemplu o pitică albă poate avea o temperatura de 7000K; la fel şi o stea din Secvenţa Principală, o stea gigantă sau o stea supergigantă. Totul depinde de luminozitatea ei. Din nou liniile spectrale ne spun cărei categorii îi aparţine steaua studiată.

În mod empiric s-a stabilit că, cu cât este mai luminoasă o stea, cu atât sunt mai înguste liniile de hidrogen din spectrul său (regulă valabilă pentru stelele din tipul spectral B până la tipul spectral F). Teoria din spatele acestui fenomen este destul de complexă dar deocamdată ne vom limita a menţiona că acele diferenţe măsurabile din spectrul unei stele se datorează diferenţelor de temperatură din atmosfera ei, motiv pentru care se produc liniile de absorbţie. Densitatea şi presiunea gazelor încălzite din atmosferă afectează liniile de absorbţie şi hidrogenul cu precădere. Dacă presiunea şi densitatea sunt mari, atomii de hidrogen se ciocnesc mai des şi interacţionează cu alţi atomi din gaz. Coliziunile cauzează schimbări de energie în atomii de hidrogen, ceea ce are ca rezultat linii spectrale de hidrogen pronunţate.

La o stea gigantă luminoasă, presiunea şi densitatea din atmosfera stelei este foarte scăzută datorită masei extinse pe un volum atât de mare. Prin urmare atomii (şi ionii)  sunt relativ îndepărtaţi, însemnând că ciocnirile dintre ei sunt mult mai puţine, ceea ce se reflectă în linii de hidrogen mai înguste. Într-o stea din Secvenţa Principală atmosfera fiind mai densă decât la o gigantă sau o supergigantă, cu coliziuni mai frecvente între atomi, liniile spectrale de hidrogen sunt mai largi.

În capitolul destinat „Clasificării Stelare” am văzut cum putem asocia stelelor diferite clase de luminozitate. În figura de mai jos vedem cum aceste stele din diferite clase de luminozitate îşi ocupă locul în Diagrama H-R.

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: