jump to navigation

Evoluţia unei stele pe diagrama H-R – Naşterea stelelor: De la Atomi la Stele Iunie 1, 2010

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

În afară de stele galaxia noastră conţine si o cantitate mare de praf şi gaz; acestea din urmă fiind formate din hidrogen şi heliu, materii prime esenţiale pentru formarea stelelor. O nebuloasă conţine stele deja formate, dar înainte ca acestea să se formeze, nebuloasa este rece şi întunecată, locul ideal în care o stea îşi va începe viaţa.

La început norul are o temperatura e doar câteva grade K şi o densitate foarte mică de doar 106 atomi / m3 în condiţiile în care atmosfera terestră are o densitate de 1015 atomi / m3 . În momentul în care acest nor se va transforma într-o nebuloasă va avea o densitate de 1011 atomi / m3 .

Pentru ca acest nor să se poată transforma într-o nebulosă este necesar să îi crească densitatea. Există mai multe metode ca aceasta sa se îintample: spre exemplu unda de şoc a unei supernove. Dacă acesta ar fi singura metodă cunoscută în formarea unei stele am avea o situaţie de tipul „Oul sau găina?” ridicată la scară astronomică: cum s-a format steaua care s-a transformat într-o supernovă?!

O altă situaţie care ar putea densifica norul ar fi coliziunea de galaxii. Dar galaxiile trebuie să conţină stele, altfel nu ar mai exista decât nori de gaz intergalactic. Observarea însăşi a galaxiilor, în special a celor în spirală ne poate oferi un răspuns. Nebuloasele strălucitoare din aceste galaxii de tip HII (HII însemnând hidrogen ionizat) se află doar pe braţele galaxiilor în spirală, regiuni ce par să favorizeze formarea stelelor. Dacă ne gândim la o galaxie ca la un disc de gaz circular, iniţial fară stele, un nor ce ar genera miscare ar aparea inevitabil doar la marginea acestui disc. Mişcarea norului şi a discului de gaz ar genera unde de compresie / rarefiere care în loc să urmeze o traiectorie dreaptă, ar junge să se rotească în jurul centrului gravitaţional al viitoarei galaxii. În zonele de compresie formate de aceste unde, ar exista toate condiţiile formării stelelor. Cât de mult trebuie acest gaz să se comprime pentru ca stelele să ia naştere?

La începutul secolului XX astronomul englez Sir James Jeans găseşte răspunsul întrebării de mai sus. În esenţă procesul funcţionează în felul următor: să presupunem că avem un nor sferic imens cu raza rc care are aceeaşi temperatură T şi densitate ρ în orice punct. Aceasta înseamnă că :

unde M – este masa totală a norului.

Jeans a spus că dacă menţinem temperatura şi densitate constante dar adăugăm straturi suplimentare norului, astfel încât atât masa totală cât si raza acestuia vor creşte, se va ajunge în momentul în care presiunea interioară a norului, nu va mai „ţine piept” şi acesta va începe să se contracte. Masa critică numită în acest caz, masa Jeans măsoară valoarea rc numită lungimea Jeans.  Atât masa cât şi lungimea Jeans sunt invers proporţionale cu rădăcina pătrată a densităţii norului – adică prin creşterea desităţii norului se presupune că norul va începe să se contracte. Lungimea Jeans lj este de asemenea proporţionalăcu rădăcina pătrată a temperaturii norului.

Asadar:

Să presupunem că avem un nor cu  raza egală cu lungimea Jeans. Să presupunem de asemenea că indiferent ce se va întâmpla cu norul, temperatura acestuia nu se va schimba. Vom vedea imediat de ce ne permitem această presupunere. Ceea ce trebuie să aflăm acum este ce se intâmplă cu lungimea Jeans dacă norul nostru se contractă sau se dilată. Presupunem o valoare a lungimii Jeans, lj şi a razei norului rc egală cu 1.

Să observăm ce se întâmplă cu lungimea Jeans dacă norul se dilată uşor până la valoarea de rc= 1.1

Expansiunea înseamnă că densitatea norului scade, iar lungimea Jeans creşte şi fiind proporţional cu rc 1.5 capată valoarea de 1.11.5 sau aproximativ 1.15 unităţi. O expansiune mai mare de să zicem rc=1.15

unităţi are ca rezultat creşterea lungimii Jeans la valoarea de 1,84 unităţi. În concluzie dacă rc creşte, lungimea Jeans creşte mai rapid, astfel încât norul îşi menţine lungimea Jeans şi rămâne stabil împotriva contracţiei gravitaţionale.

Să contractăm norul la valoarea de rc=0.9 , aceasta ne dă o valoare l = 0.91.5 sau 0.85, pentru rc = 0.5 vom avea lungimea Jeans de 0.35. Deci pentru un nor care se contractă, lungimea Jeans se contractă mai rapid decât norul însuşi, iar aceasta înseamnă că norul nu mai rezistă sub contracţia gravitaţională. Un alt aspect interesant ete acela că pe măsură ce lungimea Jeans scade, norul se contractă, la fel se întâmplă şi cu masa Jeans. Acest fenomen se presupune că este ceea ce cauzează ruperea norului în mai multe fragmente de mase diferite (în funcţie de densităţile locale din interiorul norului), ce vor deveni stele.

Pe măsură ce densitatea norului va creşte, temperatura creşte şi ea iar raza care se contractă va  „ajunge din urmă” lungimea Jeans. Astfel contracţia va fi încetinită iar creşterea temperaturii marchează apariţia emiterii de de radiaţii (la început în infraroşu iar apoi în spectrul vizibil), moment in care norul îşi va face debutul în diagonala H-R .

În acest moment partea centrală a norului a devenit o protostea. Are o temperatură de aproximativ 2000K şi este de mai multe ori mai mare decât Soarele. Astfel va fi foarte asemănatoare cu o gigantă sau supergigantă roşie si tot astfel noua protostea va apărea undeva în partea dreaptă sus a diagramei H-R. Locul în care va apărea depinde de masa protostelei. Cu cât este mai masivă o protostea cu atât va apărea mai sus spre dreapta diagramei H-R, locul unde-şi va începe evoluţia premergătore Secvenţei Principale.

De asemenea protostelele se aseamănă cu gigantele rosii şi prin faptul că la temperaturi de 2000-3000K, opacitatea materialului din interiorul lor este relativ mare, şi calea cea mai eficientă prin care radiaţia termică poate ajunge la suprafaţă este convecţia. Aceasta face ca la început protosteaua care se contractă să rămână la o temperatură constantă iar pe măsură ce raza şi suprafaţa protostelei scad, luminozitatea ei să scadă de asemenea. Astfel protosteaua urmează un traseu aproape vertical în jos, în diagrama H-R – Traseul  Hayashi (după astronomul japonez Chushiro Hayashi).

Protostelele cu o masă mică se contractă mai lent. În condiţiile în care au suficientă masă (minim 0.1 mase solare), temperatura din centru va ajunge la valoarea de 107K, ceea ce permite reacţiilor de tip proton-proton să se întâmple.

Aceste protostele cu masă mică au devenit acum stele din extremitatea de jos a secvenţei principală, cu alte cuvinte o pitică de tip M. În acelaşi timp în care Hayashi lucra la evoluţia stelelor în diagrama H-R, astronomul american Louis Henyey şi colegii săi au arătat că pentru protostele masive (mai mari de 0.5 mase solare), stadiul Hayashi este relativ scurt (cu cât este mai mare protosteaua cu atât este mai scurt acest stadiu), fiind urmat de o evoluţie mai mult sau mai puţin orizontală, denumită chiar Traseul Henyey (Henyey Track). Acest tip de evoluţie presupune o mişcare aproape orizontală de la dreapta la stânga în diagrama H-R. Cu alte cuvinte temperatura protostelei creşte dar luminozitatea ei rămâne aproximativ constantă.

Temperatura în creştere a protostelei în mod normal ar trebui să îi crească şi luminozitatea, dar întrucât protosteaua se contractă, suprafaţa în scădere este răspunzătoare de lipsa creşterii nivelului de luminozitate. Prin urmare, Traseul Henyey este mai mult sau mai puţin orizontal. Timpul petrecut pe aceste trasee variază de la 104 ani pentru cele mai masive protostele, până la 107 ani pentru cele cu o masă mai mică.

Cu cât o protostea este mai mare, cu atât este mai scurt timpul până când aceasta îşi face apariţia în Secvenţa Principală.

Punctul în care stadiul Hayashi sau Henyey se incheie, marchează momentul intrării în Secvenţa Principală şi se numeşte ZAMS (Zero-Age-Main- Sequence).

Secvenţa principală din diagrama H-R, este mai degrabă o „bandă” formată din stele şi nu o linie. În momentul în care o stea ajunge în ZAMS, nucleul său încă se mai contractă, chiar dacă mai lent pentru a atinge echilibrul hidrostatic. Aceasta creşte temperatura nucleului destul încât să dilate învelişul stelei. Pentru Soare s-a estimat ca pe timpul „şederii” lui în Secvenţa Principală, îşi va dubla mărimea. În tot acest timp hidrogenul este consumat şi într-un final pierderea echilibrului termic va degenera într-un dezechilibru care va face ca steaua să părăsească Secvenţa Principală şi să devină ceea ce pentru majoritatea astronomilor este cea mai fascinantă parte din viaţa unei stele.

Anunțuri

Evoluţia unei stele pe diagrama H-R – Secvenţa Principală Mai 19, 2010

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

Raportat la procesele prin care trece o stea în decursul vieţii sale, aceasta este cea mai liniştita când se afla în Secvenţa Principală. Drept urmare vom începe cu descrierea acestei perioade, pentru a fi mai uşor să prezentăm mai departe modul de formare şi moartea lor.

Secvenţa Principală

În funcţie de mărimea lor, stelele petrec mai mult sau mai puţin timp pe secvenţa principală. Dacă masa lor stelară este mai mică decât a Soarelui atunci stelele se vor regăsi mai mult timp pe Secvenţa Principală. Soarele, ca stea medie stă 10 miliarde de ani în Secvenţa Principală, în timp ce stelele mai mari stau mai puţin (cele mai mari stau 1.000.000 ani).

O caracteristica importantă a stelelor de pe Secvenţa Prncipală este compoziţia lor: 92% H, 7,8% He, 0,2% alte elemente.

Când steaua fuzionează hidrogenul in heliu, aceasta se află în cel mai stabil moment al vieţii sale. Va rămâne în acest stadiu doar atât cât îşi va putea menţine producţia de energie constantă prin arderea hidrogenului aflat totuşi într-o cantitate limitată.

Fuziunea nucleară

Procesul de fuziune nucleară este cauzat de două forţe opuse ce acţionează asupra stelei: gravitaţia şi presiunea. Gravitaţia tinde să comprime steaua în timp ce presiunea (cauză a temperaturii foarte mari), este aceea care echilibrează balanţa forţelor dintr-o stea. Acest echilibru se menţine un timp, după care una dintre cele două forţe ajunge să preia controlul.

Temperatura interioara a stelelor poate atinge peste 20 de milioane K. Aceste temperaturi extreme permit ca la ciocnirea a 2 atomi de hidrogen, nucleele acestora să se lipeasca, generând un atom de heliu. Astfel multiplicat la infinit, hidrogenul se consumă într-un procent semnificativ, în final, în stea rămânând mai mult heliu, ceea ce permite, ca în condiţii deosebite, şi atomii de heliu să fuzioneze, generând astfel atomi de carbon.

După consumarea heliului, carbonul începe să fuzioneze şi el, generând oxigen, care mai departe fuzionează în siliciu, iar siliciul în fier. Constatăm astfel că fiecare etapă necesită temperaturi din ce în ce mai ridicate, ajungându-se astfel la diametre tot mai mari ale stelelor.

Aşa cum am văzut în capitolele precedente, stabilitatea unei stele este determinată de masa acesteia corelată cu luminozitatea ei. Deoarece această corelare are baze strict observaţionale, relaţia ce se naşte este numită relaţia empirică masă – luminozitate. Aceasta susţine că luminozitatea L a unei stele este proporţională cu masa M ridicată la puterea unei valori ce se află între 3,5 – 4,0; deci, dacă ştim care este masa unei stele, putem estima cât de mult din masa stelară se poate folosi ca şi combustibil nuclear. În al doilea rând, cunoscând luminozitatea, putem estima viaţa stelei cel puţin pe Secvenţa Principală.

De asemenea, luminozitatea stelei se mai poate determina şi observaţional, prin urmare şi relaţia masă – luminozitate este utilă pentru a determina masa unei stele.

În final şi poate cel mai semnificativ este faptul că luminozitatea este proporţională cu masa, ridicată la o putere, cu valoarea între 3,5 – 4,0. Acest fapt demonstreaza că şi dacă arderea nucleară diferă de la o stea la alta, putem fi siguri că, cu cât stelele sunt mai masive şi mai luminoase, cu atât îşi consumă combustibilul nuclear mai repede.  Spre exemplu o stea de trei ori mai mare decât Soarele ar putea lumina de 81 de ori mai puternic

Aceasta înseamnă ca o stea de 3 ori mai mare decât Soarele şi-ar consuma combustibilul nuclear de 81 de ori mai repede si nu de 3 ori cum ar putea părea la prima vedere. Rezultatul este că indiferent de modul în care evoluează o stea, cu cât este mai masivă şi mai luminoasă cu atât şi evoluţia ei va fi mai rapidă şi implicit prezenţa ei pe Secvenţa Principală va fi mai scurtă în timp. În opoziţie vom constata că stelele mai palide şi mai puţin masive vor avea o evoluţie în timp mai puţin spectaculoasă, dar vor trăi mult mai mult.

Prin urmare stelele pitice roşii care se află pe Secvenţa Principală vor rămâne în cest stadiu poate până la sfârşitul vieţii Universului. Aşadar viaţa stelelor de pe Secvenţa Principală începe de undeva de la un milion de ani şi se poate întinde o eternitate, factorul decisiv pentru durata vieţii în acest caz fiind masa stelei. Un exemplu de o astfel de stea este steaua pitică de clasa M, Proxima Centauri, cu o masă de 0,1 mase solare,

a cărei viaţă pe Secvenţa Principală este estimată la o durată de 300 de vieţi solare. Aceasta este o perioadă cu mult mai lungă decât estimările curente cu privire la vârsta Universului.

După epuizarea hidrogenului, stelele cu mase mai mici de 0,5 mase solare

nu vor începe fuzinea heliului şi vor rămâne în starea de pitică roşie, stele care mai radiază doar căldură, nefiind capabile de fuziune nucleară.

La cele cu masa stelară mai mare de 0,5 mase solare,

odată finalizată fuziunea hidrogenului, vor trece la fuziunea heliului, acest proces determinând cresterea atât a luminozităţii cât şi a diametrului, trecând din Secvenţa Principală în ramura stelelor gigante.

Iniţial, temperatura nucleului este prea mică pentru fuziunea heliului, dar contracţia nucleului eliberează energie gravitaţională, cauzând creşterea temperaturii nucleului şi a învelişului acestuia, accelerând reacţiile nucleare din înveliş.

Producţia crescută de energie generează presiune exterioară ridicată şi provoacă expansiunea suprafeţei stelei. Atmosfera stelei va creşte cu un factor de 200 de ori, şi se va răci, culoarea acesteia fiind acum roşie. Suprafaţa stelei fiind acum mult mai mare, luminozitatea sa va fi mare.

După încă aproximativ un milion de ani, presiunea şi temperatura nucleului ajung suficient de mari pentru fuziunea heliului.

In nucleul stelei, heliul începe să fuzioneze în carbon.

Acest stadiu de evoluie va dura încă 1 miliard de ani.

Mecanismul iniţial de feedback este compromis, deoarece steaua prezintă acum un nucleu de gaz degenerat, ce se comportă cu totul altfel decât gazul obişnuit.

Materie degenerată

Contracţia nucleului stelar cauzează creşterea presiunii într-atât încât atunci când temperatura este suficient de mare pentru fuziunea heliului, miezul stelei se află deja într-o stare de degenerare electronică. Degenerarea se datorează principiului de excluziune al lui Pauli, ce împiedică mai mulţi electroni să ocupe nivele de energie identice (nu pot avea aceeaşi stare cuantică).

Într-o stare degenerată, electronii nu prea au libertate de mişcare, nivelele atomice de energie fiind toate ocupate, neputând fi forţaţi să aibă aceeaşi stare cuantică cu alţi electroni. Aceasta generează o presiune conform principiului de excluziune al lui Pauli (o rezistenţă din ce în ce mai sporită a gazului respectiv la contracţie), practic independent de temperatura la care se află acesta (chiar şi la temperaturi apropiate de zero absolut).

Gazul degenerat nu respectă legile gazului ideal (de ex.: odată cu scăderea temperaturii, scade şi presiunea la un gaz obişnuit).

Schimbarea sursei de energie duce la o instabilitate a stelei, şi aceasta începe alternativ să se măreasca şi să se micşoreze, uneori chiar violent. Atmosfera exterioară a stelei este expulzată în spaţiu, fiind emis un flux continuu de particule încărcate (electroni şi protoni) generând un vânt solar puternic.

Aceste stele îşi variază periodic strălucirea (sunt stele variabile) şi se numesc stele de tip „Mira”, sau stele de „tip târziu”.

Stelele nu „apar” pe Secvenţa Principală „din senin”, in capitolul urmator ne vom intoarce deci în timp şi vom urmari formarea lor.

Digrama Hertzsprung-Russell Aprilie 22, 2010

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

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:

(mai mult…)

Clase de luminozitate Aprilie 11, 2010

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

Am văzut în enunţurile anterioare cum stelele se disting prin spectrul lor (deci prin temperatură). Să ne amintim tipul de clasificare:

O, B, A, F, G, K, M, R, N, S

Majusculele desemnează deopotrivă stele de temperaturi ridicate cât şi de temperaturi scăzute. Secvenţa porneşte de la stelele albastre, fierbinţi (de la O la A) şi merge până la cele roşii şi reci (tipurile K, M şi L). Pe lângă acestea mai sunt şi stele rare fierbinţi, stele Wolf-Rayet (clasele WC şi WN), stele care explodează (Q) şi stele atipice (P). Tipurile R, N şi S se suprapun peste clasa M, prin urmare clasele R şi N au fost reclasificate ca stele de tip C, litera C reprezentând existenţa carbonului în compoziţia stelei. Recent a fost introdusă o nouă clasă – L. Această ultimă categorie desemnează stele cu o temperatură foarte scăzută: 1900-1500 K. Mulţi astronomi sunt de părere că aceste stele sunt de fapt piticele brune. Mai departe tipurile spectrale sunt împărţite în zece clase spectrale începând de la 0 până la 9. Spre exemplu steaua A1 din clasa A este mai fierbinte decât steaua A8 din aceeaşi clasă, dar în acelaşi timp aceasta din urmă este mai fierbinte decât o stea din clasa F0. În continuare, prefixe şi sufixe pot ilustra trăsături diferite :

e – stea cu linii de emisie în spectru (câteodată desemnat şi prin  f  la câteva

stele de tip O);

m – linii din spectru ce marchează prezenţa metalelor;

p – spectru atipic;

v – spectru variabil;

q – o stea cu deplasare spre roşu sau spre albastru (ex. Stelele din P Cygni).

Uneori când ne referim la stelele din categoriile O, A, şi B câteodată vom spune stele tinere (early-type stars) în timp ce stelele mai reci K, M,L, C, şi S vor fi denumite ca stele-târzii (later-type stars). Stelele F şi G sunt numite stele-intermediare (intermediate-type stars). Soarele fiind o stea de tip G2, spectrul său este dominat de linii de calciu şi fier.

În final stelele pot fi clasificate în funcţie de luminozitate, ceea ce este în strânsă legătură cu strălucirea intrinsecă. Astfel avem: (mai mult…)

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.