jump to navigation

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…)

Anunțuri

Culoarea Stelelor Martie 30, 2010

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

În funcţie de lungimea de undă la care lumina emisă de stea are cea mai mare intensitate, putem determina culoarea şi temperatura stelei. Pentru aceasta pornim de la ipoteza că steaua este un corp negru. Corpul negru, inventat de ştiinţa care măsoară căldura şi dinamica acesteia (termodinamica) nu are o existenţă propriu-zisă fiind doar un obiect convenţional folosit pentru a putea explica anumite fenomene.  Dacă un obiect se comportă după anumite reguli, este considerat corp negru şi i se determină anumite caracteristici doar prin calcul. Astfel energia degajată de corpurile negre este produsă de radiaţia electromagnetică :

– corpurile negre respectă Legea Stefan-Boltzmann: cantitatea de energie emisă are legătură cu

temperatura   

– lungimea de undă la care corpul radiază cel mai intens, este legată de temperatură prin formula: , este măsurată în nanometri iar T în grade Kelvin – Legea lui Wien.

Culoarea unei stele depinde de cea mai puternică culoare din spectru.

– dacă temperatura se modifică puţin, cantitatea de energie emisă creşte foarte mult;

– radiaţia stelelor fierbinţi are lungime de undă mică, iar a celor roşii are lungime de undă mare.

– pentru ochiul uman, lumina cu lungimea de undă mică este albastră    (aprox. 400nm), iar lumina cu lungime de undă mare este roşie (aprox. 700nm);

– conform legilor corpului negru, maximul intensităţii din spectru ne arată temperatura corpului;

– cu cât maximul este spre albastru, cu atât steaua este mai fierbinte;

Exemplu:

Stelele Sirius şi Omicron Ceti au temperatura de 9200K şi 1900K. Care este lungimea de undă la care emit cea mai mare cantitate de energie?

Pentru Sirius:

Pentru Omicron Ceti:

Indexul de culoare

Culoarea unei stele se poate determina de asemenea măsurând strălucirea stelei sau magnitudinea ei cu doua filtre diferite : B-blue, 450nm ; V-vizual, 550nm. Diferenţa B-V se numeşte index de culoare.

Astfel, avem:

– stele albastre  –  B-V < 0 (negativ);

– stele portocalii  –  0 < B-V < 3 ;

– stele roşii  –  3 < B-V  ;

Cu siguranţă cu toţii am observat până şi cu ochiul liber diferenţe de culoare la diferite stele. Astfel Betelgeuse ( ) este aproape roşie, Antares ( ) la fel, Capella ( ) este galbenă, Vega ( ) este albastră. Una dintre cele mai misterioase stele este Zubeneschamali ( ), stea ce şi-a căpătat acest statut din două motive: această stea este mult mai strălucitoare în prezent decât a fost în trecut şi pentru că observatorii au declarat că are  culoare verde. Astfel Zubeneschamali este una dintre puţinele stele de culoare verde cunoscute până acum!

Majoritatea stelelor însă, observate cu ochiul liber pot părea albe sau gri. Prin binoclu sau telescop lucrurile se schimbă considerabil. Condiţiile atmosferice de asmenea pot influenţa culoarea aprentă a unei stele.

Dar cum am spus, culoarea stelelor este în strânsă legătură cu temperatura superficială. O stea roşie are o temperatură superficială mai scăzută decât una portocalie. Acesta este în fapt un exemplu ce se supune Legii lui Wien. Legea susţine că o stea cu temperatura la suprafaţă redusă emite majoritatea enegiei în porţiunea roşu spre infraroşu a spectrului, în timp ce o stea mult mai fierbinte emite preponderent în porţiunea albastru-ultraviolet a spectrului. În mod surprinzător stelele cu masă mică, cele cu temperatură scăzută formează până la 70% din stelele galaxiei noastre, dar aceastea nu vor fi observate niciodată pe cerul nopţii. De reţinut este că toate stelele din galaxia Căii Lactee emit energie pe toate lungimile de undă datorită energiei medii ridicate a tuturor fotonilor.

În imaginile de mai jos, porţiunea colorată reprezintă zona vizibilă din spectru.

(mai mult…)

Dimensiunea, Masa, Fluxul, Luminozitatea şi Raza Martie 17, 2010

Posted by EvolutieStelara in Evolutie Stelara.
Tags: , , , , , , , , ,
2 comments

Pe lângă interferometrie, tehnică folosită în măsurarea stelei Betelgeuse, dimensiunea stelelor mai poate fi măsurată prin determinarea luminozităţii (derivată din distanţă şi strălucire) şi temperatura la suprafaţă, determinată din clasa spectrală.

Pentru a calcula dimensiunea stelei se foloseşte Legea Stefan-Boltzmann, conform căreia cantitatea de energie care radiază dintr-un metru pătrat / secundă, din suprafaţa stelei este proporţională cu temperatura la suprafaţa stelei (T) ridicată la puterea 4. Cu alte cuvinte, fluxul de energie (F) este proporţional cu temperatura la suprafaţa stelei (T). Un obiect rece are o energie termică mai scăzută decât unul fierbinte.

Să ne reamintim precizările din capitolul dedicat luminozităţii, şi anume faptul că luminozitatea unei stele este măsura energiei emise la suprafaţă în fiecare secundă. Această luminozitate este mai exact fluxul (F) multiplicat cu numărul de metri pătraţi din suprafaţa stelei. Presupunând că toate stelele sunt perfect sferice, atunci cantitatea exprimată în enunţul de mai sus este determinată de suprafaţa stelei; utilizând formula ce exprimă suprafaţa stelei: , unde R este raza stelei (R masurată din centrul stelei până la suprafaţa acesteia).

Fluxul unei stele este dat de Legea Stefan-Boltzmann :

Relaţia dintre flux (F), luminoziate (L) şi rază (R) este:

unde:

L – luminozitatea stelei exprimată în watts (W);

R – raza stelei exprimată în metri (m);

σ – constanta Stefan-Boltzmann;

T – temperatura stelei în grade Kelvin (K).

Ecuaţia precedentă ne arată cum o stea rece (cu o temperatură superficială scăzută) va avea un flux scăzut, însă poate avea o luminozitate crescută pentru că ar putea avea o rază mare şi implicit o suprafaţă mare. În acelaşi fel o stea fierbinte (cu o temperatură superficială ridicată) poate avea o luminozitate scazută dacă are o rază mică, însemnând că suprafaţa ei este de asemenea mică.

Chiar dacă putem determina parametri precum rază, temperatură, luminozitate şi strălucire, câteodată este mai relevant să exprimăm aceste valori raportate la Soare. Astfel în loc să exprimăm temperaturi de 54.000K am spune că temperatura este de 10 ori temperatura soarelui. Aceleşi lucru se aplică şi în cazul luminozitaţii şi razei stelei.

Să presupunem Soarele ca fiind o stea tipică şi astfel să comparăm caracteristicile unei stele oarecare cu cele ale soarelui. Vom avea:

(mai mult…)