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

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.

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…)