jump to navigation

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.

Anunțuri