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.

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.