jump to navigation

Aplicaţie: Diagramă B – V pentru M 45 (Pleiade) Iulie 22, 2010

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

Introducere

Pleiadele, numite Cele Şapte Surori, constituie roiul de stele deschis cel mai cunoscut, observat încă din vremuri străvechi. Roiul se vede uşor cu ochiul liber, dar, deşi majoritatea oamenilor pot vedea cu ochiul liber şapte stele din Pleiade, a şaptea poate fi adesea greu de găsit. În nopţile foarte întunecate şi senine, se pot vedea nouă stele. Cele mai strălucitoare noua stele se numesc tatăl, Atlas, mama, Pleione şi surorile, Alcyone, Maia, Asterope, Taygeta, Celaeno, Merope si Electra. Cu un telescop mic sau cu un binoclu, se văd mult mai multe stele, iar printr-un telescop mare se observă că roiul conţine sute de stele. Roiul Pleiadele are circa 100 de milioane de ani şi va rămâne un roi încă vreo 250 de milioane de ani, timp în care se va descompune în stele izolate. Stelele din acest roi sunt gigante albastre de clasă spectrală B şi sunt mai fierbinţi şi mai luminoase decât Soarele. Fotografiile cu expunere lungă arată că stelele din Pleiade sunt înconjurate de nori de praf interstelar. Norii sunt iluminaţi de radiaţia interstelara emisă de stele şi strălucesc sub formă de nebuloase de reflecţie. Deşi cea mai mare parte a prafului şi a gazului ce înconjoară roiurile (Pleiade şi Hyades) reprezinta materialul din care s-au format stelele, norii doar se mişcă prin roi. Ei călătoresc cu o viteză de 40000 km/h faţa de Pleiade şi vor traversa roiul trecand prin spaţiul îndepărtat, unde vor redeveni întunecaţi şi invizibili.

Procedeu

În acest capitol vom vedea cum se prezintă diagrama Hertzsprung – Russell a indexului de culoare B – V pentru asterismul Pleiadele. Acesta este un tip diferit de diagramă HR întrucât pe axa orizontală vom aşeza indexul de culoare în locul clasei spectrale iar pe axa verticală vom utiliza magnitudinea vizuală (V) sau aparentă.

Măsurile fotometrice ale roiului din Pleiade pot fi utilizate pentru a determina vârsta roiului şi distanţa acestuia. Analizând imaginile stelelor prin filtre separate: albastru (B – blue) şi vizual (V – visual) putem măsura magnitudinea aparentă a fiecarei stele în fiecare bandă de culoare. După cum am mai spus filtrul V sau cel vizual aproximează răspunsul ochiului uman şi este cel mai sensibil la partea galbenă a spectrului. Filtrul albastru B, corespunde sensibilităţii filmului fotografic (magnitudinii fotografice).

Indexul de culoare pentru fiecare stea se regăseşte în tabelul de mai jos şi reprezintă diferenţa dintre valorile obţinute în urma datelor oferite de cele doua filtre B şi V.

CI = BV

Mai jos avem un tabel care indică clasa spectrala aferentă fiecărui index de culoare.

Pleiadele:  date utilizate în diagrama HR

distanţa Pleiadelor  = 116pc

deci: M-m = 5-5log(d)

M=m+5-5log(d)

Star no. V mag (m) B Mag CI =B-V V mag Abs V (M) m-M Name
1 10.44 11.06 0.62 10.44 5.12 5.32
2 7.52 7.62 0.10 7.52 2.20 5.32
3 6.60 6.57 -0.03 6.60 1.28 5.32
4 7.97 8.15 0.18 7.97 2.65 5.32
5 5.09 5.01 -0.08 5.09 -0.23 5.32 Pleione
6 3.64 3.56 -0.08 3.64 -1.68 5.32 Atlas
7 8.12 8.34 0.22 8.12 2.80 5.32
8 11.35 12.13 0.78 11.35 6.03 5.32
9 6.95 7.07 0.12 6.95 1.63 5.32
10 10.91 11.77 0.86 10.91 5.59 5.32
11 9.05 9.54 0.49 9.05 3.73 5.32
12 10.02 10.58 0.56 10.02 4.70 5.32
13 8.27 8.63 0.36 8.27 2.95 5.32
14 9.25 9.80 0.55 9.25 3.93 5.32
15 9.88 10.42 0.54 9.88 4.56 5.32
16 7.66 7.87 0.21 7.66 2.34 5.32
17 10.48 11.12 0.64 10.48 5.16 5.32
18 6.81 6.87 0.06 6.81 1.49 5.32
19 2.87 2.78 -0.09 2.87 -2.45 5.32 Alcyone
20 6.29 6.31 0.02 6.29 0.97 5.32
21 8.25 8.51 0.26 8.25 2.93 5.32
22 8.69 9.15 0.46 8.69 3.37 5.32
23 7.26 7.31 0.05 7.26 1.94 5.32
24 6.99 7.02 0.03 6.99 1.67 5.32
25 6.82 6.84 0.02 6.82 1.50 5.32
26 12.61 13.79 1.18 12.61 7.29 5.32
27 9.46 9.93 0.47 9.46 4.14 5.32
28 8.37 8.67 0.30 8.37 3.05 5.32
30 9.29 9.75 0.46 9.29 3.97 5.32
31 12.12 13.14 1.02 12.12 6.80 5.32
32 11.71 12.58 0.87 11.71 6.39 5.32
33 10.42 11.06 0.64 10.42 5.10 5.32
34 11.34 12.20 0.86 11.34 6.02 5.32
36 7.35 7.45 0.10 7.35 2.03 5.32
37 7.96 8.28 0.32 7.96 2.64 5.32
38 4.18 4.12 -0.06 4.18 -1.14 5.32 Merope
39 9.70 10.25 0.55 9.70 4.38 5.32
40 5.76 5.72 -0.04 5.76 0.44 5.32 Asterope
41 6.43 6.41 -0.02 6.43 1.11 5.32
42 8.60 8.95 0.35 8.60 3.28 5.32
43 11.27 12.19 0.92 11.27 5.95 5.32
44 3.88 3.81 -0.07 3.88 -1.44 5.32 Maia
45 7.18 7.34 0.16 7.18 1.86 5.32
46 9.45 9.97 0.52 9.45 4.13 5.32
47 10.55 11.22 0.67 10.55 5.23 5.32
48 10.13 10.75 0.62 10.13 4.81 5.32
49 8.04 8.25 0.21 8.04 2.72 5.32
50 7.85 8.05 0.20 7.85 2.53 5.32
51 4.31 4.20 -0.11 4.31 -1.01 5.32 Taygeta
52 10.39 11.02 0.63 10.39 5.07 5.32
53 5.46 5.42 -0.04 5.46 0.14 5.32 Celaeno
54 8.58 8.92 0.34 8.58 3.26 5.32
55 11.40 12.25 0.85 11.40 6.08 5.32
56 3.71 3.60 -0.11 3.71 -1.61 5.32 Electra
57 10.81 11.61 0.80 10.81 5.49 5.32
58 11.93 12.87 0.94 11.93 6.61 5.32

Ce observăm din diagrama rezultată?

  • Majoritatea stelelor se încadrează în intervalul indexului de culoare aferent clasei spectrale B5 adică -0.16 – 0.00.
  • Cele mai masive stele se regăsesc în extremitatea din stânga sus a diagramei în timp ce acelea de dimensiuni mici se regasesc progresiv spre partea din dreapta jos a diagramei.
  • După cum ştim, toate stelele de pe secvenţa principală fuzionează în nucleul lor hidrogen.
  • Atunci când secvenţa principală este încărcată, aceasta înseamnă că avem de a face cu un roi destul de tânăr.
  • Deoarece într-un roi stelar aproximativ toate stelele se află la aceeaşi distanţă de noi, înseamnă că luminozitatea lor este în legatură directă atât cu magnitudinea aparentă cât şi cu cea absolută. Deci dacă elaborăm o diagramă HR pentru un astfel de roi este suficient să introducem valorile corespunzătoare magnitudinii aparente.
  • Folosind formula mM = 5log10(d/10), putem calcula magnitudinile absolute M pentru oricare dintre Pleiade.
  • Modulul de distanţă ne este dat de diferenţa dintre magnitudini. Pentru Pleiade acesta este acelaşi pentru fiecare stea (5.32).
  • Pentru că în decursul procesului de fuziune nucleară stelele ard elemente din ce în ce mai grele, praful rezultat în urma morţii lor va fi tot mai bogat în asemenea elemente iar stelele care se vor naşte apoi din acel praf vor avea un procent mai ridicat de elemente grele decât cele formate în procesul anterior.
  • În diagrama de mai jos avem diagrama anterioara pentru Pleiade în care sunt evidenţiate zonele aferente gigantelor, supergigantelor şi piticelor albe.

  • În diagrama de mai jos avem diagrama anterioară pentru Pleiade în care este introdus Soarele pentru comparaţie utilizând magnitudinea vizuală.

Mai jos avem diagrama HR pentru Hyade.

Prezenţa“punctului terminus” sau TOP pe secvenţa principală înseamnă că avem de a face cu un roi mai batrân decât cel din Pleiade.

Mai jos avem diagrama pentru roiul globular M5.

Acesta este şi mai bătrân decat cel anterior, se observa întreruperea din secvenţa principală mult mai clar decât pană acum şi deplasat înspre stânga jos. Roiurile globulare sunt cele mai bătrâne tipuri de roiuri stelare, pot atinge vârste de pâna la un miliard de ani, în timp ce roiurile globulare pot avea vârste şi de doar un milion de ani.

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.