jump to navigation

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.

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…)