jump to navigation

Concluzii: Diagrama Hertzsprung-Russell Iulie 22, 2010

Posted by EvolutieStelara in Diagrama Hertzsprung - Russell, Evolutie Stelara.
Tags: , , , , , , , , , ,
add a comment
  1. Pentru estimarea vieţii unei stele pe secvenţa principală a diagramei  H-R se poate utiliza relaţia masă – luminozitate, ceea ce presupune că luminozitatea unei stele este proporţională cu masa ridicată la puterea valorii aflate între 3.5 – 4.
  2. Cu cat o stea este mai masivă, cu atât trece mai repede de la un stadiu evolutiv la celălalt.
  3. Dacă temperatura şi densitatea dintr-un nor interstelar sunt suficient de ridicate, norul va începe să se contracte sub propria sa greutate.
  4. Porţiunile mai dense din norul interstelar sunt zonele în care este favorizată apariţia stelelor.
  5. Un fragment de nor care se contractă, se va încălzi şi în cele din urmă va apărea în partea dreaptă a diagramei H-R, urmând la început un traseu Hayashi pe masură ce se contractă.
  6. Norii mai masivi se contractă mai repede şi urmează un traseu orizontal Henyey înspre porţiunea din stânga a diagramei H-R.
  7. Când nucleul norului atinge temperatura de 106K, începe fuziunea termonucleară a hidrogenului. Numim acest moment ZAMS, punctul în care steaua nou formată ajunge în Secvenţa Principală.
  8. Dacă sunt destul de masive, după ce işi consumă rezerva de hidrogen, stelele încep să fuzioneze heliul, apoi carbonul şi intr-un final oxigenul în procesul triplu-alfa.
  9. Stelele care ajung în zona AGB, după ce explodează în supernove, se transformă în pitice albe înconjurate de o nebuloasă planetară.
  10. Prin succesiunea generaţiilor de stele, mediul interstelar devine tot mai bogat în elemente grele.
  11. Elementele grele conţinute de stele contribuie la formarea planetelor precum Pământul.

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…)

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…)

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…)

Strălucire şi luminozitate Martie 13, 2010

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

Văzuţi de pe Pământ, toţi aştri au o anumită strălucire. Această strălucire este aparentă şi depinde de distanţa dintre Pământ şi astru şi de strălucirea intrinsecă a acestuia din urmă. În 1200 î.Hr. astronomul Hipparchus a împărţit stelele după strălucire astfel încât fiecare stea aparţinea uneia dintre cele 6 clase de mărime: stelele de mărimea 1 erau cele mai strălucitoare iar cele de mărimea 6 erau cele mai slabe ca luminozitate. Treptat termenul de mărime s-a transformat în magnitudine. O magnitudine superioară însemnă o strălucire de două ori mai puternică decât cea inferioară.

În imaginea de mai jos avem reprezentările celor 6 magnitudini stelare începând cu cea de magnitudine 1 (stânga) şi terminând cu cea de magnitudine 6 (dreapta).

În 1856, Pogson a revizuit scara magnitudinilor stelare. Astfel a definit că o stea de magnitudinea 1 este de 100 de ori mai strălucitoare decât una de magnitudinea 6. De asemenea pe cale empirică a stabilit faptul că un ordin de magnitudine are un factor de creştere sau descreştere a strălucirii  egal cu 2,512. În acest scop a utilizat ca etalon steaua Vega, cu magnitudinea 0, urmând ca mai apoi pornind de la acest etalon să calculeze şi stralucirea altor stele cunoscute la aceea dată.

Raspunsul sistemului nervos uman este logaritmic. O creştere a semnalului receptat pe cale senzorială (luminos, acustic) nu se identifică sub forma unei adunări a intensitatii ci ca o multiplicare.

Strălucirea unei stele este strălucirea observată de ochiul uman de la depărtare, în domeniul spectral la care este sensibil, cu toate că stelele emit energie pe întreg spectrul.

Există un număr imens de stele şi galaxii pe cerul nopţii şi în general acestea sunt alimentate într-o măsură mai mare sau mai mică de acelaşi proces ca şi Soarele.

Stelele se diferenţiază în funcţie de multe caracteristici cum ar fi masa, dimensiunea şi printre cele mai importante luminozitatea L. Luminozitatea se măsoară în watts (W) sau sub formă de multiplu a luminozităţii solare L. ( un watt reprezintă 1 Joul/sec. Luminozitatea Soarelui este de 3,86 x 1026 W şi se notează cu simbolul L). Aceasta reprezintă cantitatea de energie emisă pe secundă. Luminozitatea nu poate fi determinată direct pentru că strălucirea unei stele, aşa cum este văzută de pe Pământ depinde de distanţa la care se află steaua cât şi de luminozitatea intrinsecă. Spre exemplu α Centauri A si Soarele au liminozităţi similare, însă pe cerul nopţii α Centauri A este doar un punct luminos slab întrucât este situat de aproximativ 280.000 de ori mai departe de Pământ decât Soarele.

Pentru a putea determina luminozitatea intrinsecă a unei stele este nevoie să îi cunoaştem strălucirea aparentă definită prin cantitatea de lumină ce ajunge pe Pământ pe o unitate de suprafaţă. Astfel termenul ştiinţific pentru strălucire aparentă este fluxul.

Pe măsură ce lumina se depărtează de stea, se va dispersa în spaţiu pe regiuni tot mai vaste, supunându-se legii pătratelor inverse. Dacă Soarele ar fi observat de la o distanţă de două ori mai mare decât cea existentă în prezent, ar părea mai slab cu un factor de 22 = 4. Dacă l-am vedea de la o distanţă de 10 U.A. ar părea de 102 ori mai slab. Dacă am observa Soarele aflat în aceeaşi locaţie ca α Centauri A, ar fi mai slab de 270.0002 ceea ce înseamnă de 70 de miliarde de ori mai slab.

Legea pătratelor inverse descrie cantitatea de energie care este receptată de ochiul uman sau de un alt detector. Să ne imaginăm o sfera imensă, cu o rază d, centrată pe o stea. Cantitatea de lumină ce răzbate printr-un metru pătrat din suprafaţa stelei este luminozitatea (L), divizată la totalul suprafeţei sferei. Suprafaţa unei stele fiind dată de formula 4πd2 putem deduce că pe măsură ce sfera este mai mare, raza d este mai mare şi lafel se întâmplă şi în cazul luminozităţii.

Această cantitate, flux de energie care ajunge la ochii noştri este aşa cum am menţionat mai sus, strălucirea aparentă (uneori denumită simplu strălucire). Se măsoara în watts pe metru pătrat ( W/m2 ).

Formula pentru luminozitate şi distanţă

Relatia dintre distanţa, strălucire şi luminozitate este dată de:

unde ,

b = strălucirea stelei exprimată în W/m2

L = luminozitatea stelei exprimată în W

d =  distanţa până la stea exprimată în metri.

(mai mult…)