ELEVI: Ioana STROINEA, Bianca BOBE PROFESOR: Cezar GHERGU
Cercetrile arat c n istoria unei stele exist mai multe faze i
anume: 1.Contracia gravitaional.n prezent este acceptat ideea c
stelele se formeaz din materia difuz interstelar. n favoarea
acestei concepii este faptul c stelele tinere sunt situate in
braele Galaxiei noastre, acolo unde se observ i materia difuz
format din gaz i praf interstelar. Aceast materie este reinut aici
de ctre cmpul magnetic galactic, cmp care este ns mult prea slab
pentru a putea reine stelele un timp ndelungat. De aceea stelele
vrstnice nu se gsesc, n general, n braele Galaxiei, ci n componena
sferic a acesteia.
Stelele tinere constituie adesea agregate de stele, n care intr
mii de stele i o mare cantitate de gaz i praf ( de exemplu:
agregatul din Orion).
Modul cum se formeaz stelele din materia difuz nu este prea
clar. Se consider c procesul de formare decurge aproximativ astfel:
dac masa materiei difuze, format din gaz i pulberi, dintr-un anumit
volum (nor cosmic), depete (datorit unei cauze oarecare), o anumit
valoare critic, atunci materia din acest volum ncepe s se contracte
sub aciunea forelor de atracie. Acest proces se numete contracie
gravitaional i reprezint primul stadiu n evoluia unei stele
(deplasarea pe traseul Hayashi). Calculele arat c procesul de
contracie ncepe numai dac densitatea materiei difuze (c urmare a
fluctuaiilor de densitate, sau din alt cauz), a devenit suficient
de mare. Regiunile cu materie difuz relativ dens, se evideniaz
observaional sub form globulelor negre i a trompelor de elefant,
formaiuni compacte, opace, de materie neorganizata care apr pe
fondul nebuloaselor luminoase (globulele au o form regulat, oval;
trompele au o form neregulat). Aceste formaiuni sunt, probabil,
strmoii stelelor. O dovad indirect a acestui fapt o constituie
existena stelelor de tip T Tauri - stele variabile, n contracie,
asociate cu nebuloase de form cometare (steaua se afl n capul
nebuloasei).
n cursul procesului de contracie gravitaional, particulele de
praf i moleculele de gaz cad spre centrul norului. Norul se nclzete
treptat, iar dup ce temperatura depete circa 2000oK, granulele de
praf se evapor i moleculele se disociaz. Temperatur crete n
continuare, iar atunci cnd atinge valori de ordinul zecilor de mii
de grade K, se produce fenomenul de ionizare a materiei. Procesul
de contracie gravitaional se accelereaz cu timpul, iar n anumite
condiii fizice (dac mas norului e mare), acest proces ia form
violent de prbuire gravitaional. Temperatur norului crescnd, acesta
ncepe s radieze; astfel el se transform ntr-o protostea.
Observaiile arat c stelele tinere se gsesc n grupe. Aceast
nseamn c s-au format n acelai nor. n procesul de contracie
gravitaional s-au format mai multe centre de condensare, norul s-a
fragmentat n mai multe pri. Astfel s-au format mai multe
protostele, de unde au rezultat mai multe stele. n via unei stele
contracia gravitaional este o faz rapid de evoluie. De aceea este
dificil de surprins stelele n acest stadiu evolutiv. Se presupune c
stelele variabile neregulate de tipul T Tauri se gsesc n acest
stadiu. De exemplu roiul deschis NGC 6530 are numeroase stele
tinere, precum i variabile T Tauri. Ultimele se consider c sunt n
faz de contracie gravitaional.
2. Stadiul de stea a secvenei principale. Acesta este al doilea
stadiu n evoluia unei stele. O stea rmne un timp ndelungat n acest
stadiu - cea mai mare parte a vieii sale. n secvena principal
steaua radiaz energia furnizat de reaciile termonucleare (surs
principal de energie este arderea hidrogenului). Aici steaua este
ntr-o faz de echilibru, n care mas, raz i luminozitatea sunt
aproape constante (luminozitatea variaz cu cteva zecimi de
magnitudine n milioane - miliarde de ani). Poziia pe o ocup o stea
n secvena principal depinde de mas ei.
Reaciile termonucleare transform hidrogenul n heliu, iar timpul
de existena a stelei n secvena principal, depinde de vitez
reaciilor. Aceast depinde de temperatur interiorului stelei, care
la rndul ei depinde de mas. Stelele cu mas mare rmn un timp relativ
scurt n secvena principal (milioane de ani), iar cele cu mas mic
rmn un timp ndelungat (zeci de miliarde de ani).
Reaciile termonucleare se desfoar n regiunea central a stelei
numit nucleu. Cnd hidrogenul din nucleu este n ntregime transformat
n heliu, se ncheie al doilea stadiu de evoluie a stelei. Reaciile
de transformare a hidrogenului n heliu continu ntr-un nveli n jurul
nucleului. Calculele arat c n aceast faz evolutiv nucleul stelei se
contract, densitatea i temperatur central cresc repede. n acelai
timp nveliul stelei se dilat, dimensiunile i luminozitatea stelei
cresc. Steaua iese din secvena principal i se deplaseaz rapid (n
milioane de ani) spre regiunea gigantelor. n aceast deplasare, dac
mas stelei este suficient de mare, ea poate travers o zon de
instabilitate, devenind o stea variabil pulsant de tip Cephei.
Poziia diferit a secvenelor principale la roiurile globulare
(M3, M92) se explic prin diferen n compoziia chimic.
Diferitele roiuri au secvena principal deplasat n mod diferit.
De aici se poate deduce vrst roiului. Cel mai tnr roi este NGC
2362, a crui vrst este evaluat la cteva zeci de milioane de ani.
Roiurile globulare pot avea vrste de peste 10 miliarde de ani.
Teoria evoluiei stelare poate fi verificat, de asemenea, cu
ajutorul steleor binare strnse.
3. Stadiul de stea giganta. Este al treilea stadiu n evoluia
unei stele. Dac n nucleul dens izotermic de heliu al unei stele
gigante (sau supergigante) temperatur atinge o valoare de 108 grade
K, ncep reaciile nucleare ale heliului care se transform n carbon.
Cnd heliul se epuizeaz n nucleu, iar hidrogenul se epuizeaz n
nveliul din jurul nucleului, sursele de energie nuclear
epuizndu-se, se ncheie al treilea stadiu n evoluia stelei.
nveliurile exterioare ale stelei se dilat, iar steaua ncepe s piard
din mas. n anumite condiii, pierderea de mas poate avea un caracter
exploziv. n urm unei explozii de nova (sau supernov), nveliurile
exterioare ale stelei sunt expulzate n spaiu.
Traseul evolutiv pe care l parcirge o stea dup ce prsete secvena
principal este cunoscut sub numele de faz postsecvent principal de
evoluie a stelei. Aceast faz este mult mai bine studiat, dect faz
de contracie (traseul Hayashi). Pentru faz menionat mai sus,
numeroi cercettori au efectuat calcule detaliate, att pentru stele
simple (singulare) (Iben, Tutukov etc), ct i pentru sisteme de
stelare binare (Paczynski, Kippenhahn, Weigert, Tutukov etc).
n funcie de mas se produce o stratificare a stelei dup compoziia
chimic. Stelele masive pot evolua spre formarea in centru a unui
nucleu de fier. n acest moment ele se consider moarte din punct de
vedere nuclear, colapsul gravitaional al nucleului i explozia de
supernov fiind inevitabile.
4. Stadii trzii n evoluia stelelor.
a). Stadiul de stea pitic alb. Scurgerea lent de materie are loc
la gigantele de mas mic. n acest mod se formeaz nebuloasele
planetare, ale cror nuclee firbinti se transform n stele pitice
albe.
Pentru gigantele cu mas mai mare, pierderea de mas are loc
printr-o explozie de nova sau printr-o serie de explozii (nove
recurene). Dac mas final, dup explozie, este 1,2 mase solare (limit
lui Chandrasekhar), steaua se transform ntr-o pitic alb. Pentru
gigantele cu mas mai mare trecerea la stadiul de pitic alb se poate
face printr-o explozie de supernov (dac mas final este sub 1,2 mase
solare).
n urma pierderii de mas, nveliul de hidrogen fiind expulzat n
spaiu, din stea rmne nucleul foarte dens. Astfel, piticele albe
sunt stele foarte dense, formate din materie degenerat (gaz
electronic degenerat). n ele nu mai au loc reacii termonucleare,
radiind pe seama rezervei de energie termic acumulat n trecut.
Piticele albe se rcesc treptat transformndu-se n pitice negre(care
nu se observ).
Stadiul de pitic alb e un stadiu final n evoluia unei stele,
pitic alb fiind o stea care moare prin rcire.
b). Stadiul de stea neutronica. Dac dup explozia de supernov a
unei stele cu mas iniial mare, mas rmas a stelei este mai mic,
atunci acest nucleu stelar se contracta puternic (prin colaps
gravitaional), transformndu-se n stea neutronica. ntr-o anumit faz
a existenei sale aceast se poate manifest c radiopulsar sau c surs
discret de raze X ntr-un sistem binar restrns (eventual - pulsar
Roentgen).
c). Stadiul de gaur neagr. La gigantele masiv, mas care rmne dup
explozie poate depi 2,5-3 mase solare. Un asemenea nucleu stelar
dens este instabil intrnd n colaps gravitaional, care (teoretic) se
contracta indefinit. Cnd raz stelei n colaps gravitaional coboar
sub raz Schwarzschild, steaua se transform ntr-o gaur neagr. Gurile
negre sunt considerate c singulariti ale Universului.
Fazele finale ale evoluiei stelare sunt n general stele
relativiste. n procesul de evoluie un rol important ar putea s
joace rotaia stelelor.
Observaiile au pus n evidena micrii relative, n nebuloase
difuze, cu viteze de ordinul a 1km/s. Dac n timpul contraciei
gravitaionale momentul cinetic se conserv, ar nsemna c prin
contracie vitez de rotaie a norului (nebuloasei) ar deveni mare i
s-ar rupe nainte de a se form stele. Totui nu se ntmpl aa. nseamn c
exist un mecanism prin care momentul cinetic se ndeprteaz din
nebuloas.
Pe baz datelor observaionale, se poate consider c nebuloas este
legat de mediul nconjurtor printr-un cmp magnetic. Dac liniile de
for ale cmpului magnetic sunt ngheate n materia interstelar, atunci
o parte din momentul cinetic al nebuloasei n contracie va fi
transferat mediului nconjurtor prin intermediul acestui cmp. Astfel
rotaia nebuloasei este frnat, fiind posibil formarea, prin
contracie, a protostelelor i a stelelor.
Calculele arat c transferul de moment cinetic nceteaz cnd
densitatea protostelei devine suficient de ridicat. Protosteaua,
condensndu-se mai departe, i va mari vitez de rotaie,
transformndu-se ntr-o stea cu o vitez ecuatoriala de cteva sute de
km/s (indepedent de mas).
Asemenea viteze se observ la stelele de tip spectral timpuriu, n
timp ce stelele de tip spectral trziu au rotaii mult mai lente.
S-ar prea c acest fapt este legat de prezena n jurul stelelor de
tip spectral trziu a unor sisteme planetare, analoage sistemului
planetar ce graviteaz n jurul Soarelui. Dac lucrurile stau aa,
atunci nseamn c numrul sistemelor planetare din Galaxia noastr (c i
din alte galaxii) trebuie s fie mult mai mare.
Majoritatea stelelor sunt grupate ntr-un mic numr de tipuri
spectrale. Catalogul Henry Draper i Catalogul Stelelor Luminoase
nregistreaz tipurile spectrale de la cele mai fierbini pn la cele
mai reci stele. Clasificarea spectral a stelelor se face n ordinea
descresctoare a temperaturii, tipurile fiind notate cu literele O,
B, A, F, G, K i M. Acest grup este completat de tipurile R i N
(astzi sunt numite stele de carbon sau stele de tip C) i de tipul
S. Stelele de tip R, N i S sunt diferite de celelalte stele prin
compoziia lor chimic. Aceste stele sunt ntotdeauna gigante sau
supergigante. Odat cu descoperirea piticelor maro, sistemul de
clasificare al stelelor a fost extins pentru a include i tipurile
spectrale L i T.
Succesiunea spectral de la O la M reprezint stelele care au n
esena aceeai compoziie chimic, ns au temperaturi i presiuni
atmosferice diferite. Aceast interpretare simpl a furnizat baz
fizic pentru toate interpretrile ulterioare ale spectrelor solare.
Succesiunea spectral este o succesiune de culoare a stelele de tip
O i B sunt cele mai fierbini i cele mai albastre, iar stelele de
tip M, R, N i S sunt cele mai reci i mai roii. Linii metalice i
linii de absorbie
n cazul stelelor reci de tip M, spectrul indic prezena metalelor
familiare, inclusiv a fierului, calciului, magneziului i a
moleculelor de oxid de titan (io), n special n zonele roii i verzi
ale spectrului. n cazul stelelor mai fierbini de tip K,
caracteristicile io dispar, iar spectrul afieaz o multitudine de
linii metalice.
Cteva fragmente ale unor molecule mai stabile (cum ar fi cianul
i radicalul hidroxil) persist n aceste stele (chiar i n stelele de
tip G cum este soarele nostru). Spectrele stelelor de tip G sunt
dominate de liniile caracteristice ale metalelor, n special ale
fierului, calciului, sodiului, magneziului i titaniului.
Comportamentul calciului ilustreaz fenomenul ionizrii termice.
La temperaturi sczute, un atom de calciu i pstreaz toi electronii i
radiaz o caracteristic spectral a atomului neutru sau normal a la
temperaturi mai ridicate, coliziunile dintre atomi i electroni i
absorbia radiaiilor tind s detaeze electronii i s produc atomi
individuali de calciu ionizat. n acelai timp, aceti ioni se pot
recombina cu electronii pentru a produce atomi neutri de calciu. La
temperaturi ridicate sau presiuni electronice sczute, sau amndou,
majoritatea atomilor sunt ionizai. La temperaturi sczute i densiti
ridicate, echilibrul favorizeaz starea neutr. Concentraiile de ioni
i atomi neutri pot fi calculate n funcie de temperatur, densitate i
potenialul de ionizare (adic, energia necesar pentru a detaa un
electron dintr-un atom).
Linia de absorbie a calciului neutru este puternic n stelele
pitice reci de tip M, unde presiunea este ridicat i temperatur este
sczut. ns, n cazul stelelor mai fierbini de tip G, liniile
calciului ionizat devin mult mai puternice dect orice alt
caracteristic a spectrului. n stelele din tipul spectral F, liniile
atomilor neutri sunt slabe n raport cu cele ale atomilor ionizai.
Liniile de hidrogen sunt mai puternice, atingnd intensitatea maxim
n stelele de tip A, unde temperatur de suprafaa este de 9000 de
grade Kelvin.
Ulterior, aceste linii de absorbie se estompeaz treptat, pe msur
ce hidrogenul devine ionizat. Stelele fierbini de tip B, cum ar fi
Epsilon Orionis, sunt caracterizate de linii de heliu i de oxigen,
azot i neon ionizate individual. n stelele foarte fierbini de tip O
apr liniile de heliu ionizat. Alte caracteristici proeminente
includ liniile dublu ionizate de azot, oxigen i carbon i liniile de
siliciu triplu ionizat, toate acestea solicitnd mai mult energie
pentru a fi produse.
n sistemul mai modern de clasificare spectral, numit sistemul MK
(dup astronomii americani William W. Morgan i Philip C. Keenan care
l-au creat), clas de luminozitate este desemnat stelei mpreun cu
tipul spectral Draper. De exemplu, steaua Alpha Persei este
clasificat c F5 Ib, care nseamn c aceast se ncadreaz la jumtatea
drumului dintre tipul F i tipul G. Sufixul Ib nseamn c Alpha Persei
este o supergigant moderat de luminoas. Steaua Pi Cephei,
clasificat c G2 III, este o giganta care se ncadreaz ntre tipul G i
tipul K, dar se afl ceva mai aproape de tipul G. Soarele nostru, o
pitic de tip G2, este clasificat c G2 V. O stea din clas de
luminozitate I se ncadreaz ntre gigante i supergigante, iar una din
clas IV este numit o subgiganta.
Muli dintre noi suntem familiari cu reprezentarea sub form de
grafice i diagrame a diferitelor mrimi. Un astfel de grafic folosit
universal n ceea ce privete proprietiile stelare este Digrama
Hertzsprung-Russell. Fr ndoial este unul dintre cele mai importante
i mai utile instrumente folosite n studiul astronomiei.
n 1912 doi astronomi, independent unul de cellalt au comparat
diferite proprieti ale stelelor: E. J. Hertzsprung (Danemarca) i H.
N. Russell (S.U.A). Cei doi au realizat grafice pe care treceau
luminozitatea, culoarea (B-V), spectrul, temperatura i au observat
ceva remarcabil: stelele se afl n regiuni distincte ceea ce ne arat
c temperatura la suprafa (sau tipul spectral) este nrudit cu
luminozitatea.
Avem mai jos o diagram tipic H-R, fiecare punct din diagram
reprezentnd o stea ale crei proprieti precum tipul spectral i
luminozitatea au fost determinate.
S observm puin elementele diagramei:
Axa orizontal reprezint temperatura stelar (superficial) sau n
mod echivalent, tipul spectral;
Temperatura crete de la dreapta la stnga. Aceasta se ntmpl
pentru c Hertzsprung i Russell i-au bazat diagrama pe secvena
spectral OBAFGRM, unde O reprezint stelele mai fierbini i se afl la
stnga, n timp ce M sunt stele mai reci i sunt poziionate n
dreapta.;
Axa vetical reprezint luminozitatea stelar reprezentat n uniti
de luminozitate solar;
Luminozitile acoper o ax ntins, prin urmare diagrama uzeaz de
scara logaritmic, unde fiecare gradaie de pe axa vertical, nseamn o
luminozitate de 10 ori mai mare dect cea anterioar;
Fiecare punct de pe Diagrama H-R reprezint un tip spectral i o
luminozitate caracteristice unei singure stele. De exemplu, punctul
reprezentnd Soarele corespunde tipului su spectral, G2, cu
luminozitate.
De remarcat este modul n care crete luminozitatea pe axa
vertical a diagramei pe msura ce temperatura superficial crete pe
axa orizontal, n timp ce ne deplasm spre stnga. Avem astfel n colul
din stnga sus stele fierbini i luminoase. n opoziie, stelele din
colul dreapta sus sunt de aceast dat reci dar la fel de luminoase,
iar cele din dreapta jos sunt reci i pale opuse i acestea cu cele
din stnga jos, fierbini i pale.
Diagrama H-R secvena principal
Cea mai mare parte a stelelor prezente in diagrama H-R, peste
90%, se afl pe o linie ce duce din stnga sus spre dreapta jos a
diagramei, linie ce se numete secvena principal. n funcie de diveri
parametri, parcurgnd secvena principal ntlnim stele foarte mari i
luminoase dar i stele pitice roii.
Dintre stelele prezente pe secvena principal a diagramei precizm
Soarele.
Principala caracteristic a stelelor din Secvena Principal este
producerea fuziunii nucleare, proces prin care hidrogenul este
transformat n heliu. Deoarece majoritatea stelelor i petrec o mare
parte din via ntreinnd aceast reacie, este evident c cea mai mare
parte a vieii unei stele se va nscrie pe Secvena Principal.
n urma observaiilor ndelungate s-a constatat c stelele pot avea
temperaturi identice dar luminoziti diferite. Cauza acestui fapt a
fost identificat prin observarea liniilor spectrale, cu ct acestea
sunt mai nguste, cu att steaua este mai mare. Prin urmare factorul
dimensiune ne conduce ctre aspectul densitii i constatm c n stelele
gigantice, densitatea fiind mai mica si atomii ciocnindu-se mai
rar, determina liniile spectrale mai nguste din descrierea de mai
sus. n opoziie, dac densitatea este mai mare, fapt ce pune n
discuie i 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 determin ce linii din spectrul su sunt
mai proeminete. Prin urmare clasificarea unei stele dup tipul su
spectral, este n esen similar cu clasificarea unei stele n funcie
de temperatura sa. O privire asupra diagramei H-R ne va dezvlui c
stelele pot avea temperaturi similare i luminoziti total
diferite.
Spre exemplu o pitic alb poate avea o temperatura de 7000K; la
fel i o stea din Secvena Principal, o stea gigant sau o stea
supergigant. Totul depinde de luminozitatea ei. Din nou liniile
spectrale ne spun crei categorii i aparine steaua studiat.
n mod empiric s-a stabilit c, cu ct este mai luminoas o stea, cu
att sunt mai nguste liniile de hidrogen din spectrul su (regul
valabil pentru stelele din tipul spectral B pn la tipul spectral
F). Teoria din spatele acestui fenomen este destul de complex dar
deocamdat ne vom limita a meniona c acele diferene msurabile din
spectrul unei stele se datoreaz diferenelor de temperatur din
atmosfera ei, motiv pentru care se produc liniile de absorbie.
Densitatea i presiunea gazelor nclzite din atmosfer afecteaz
liniile de absorbie i hidrogenul cu precdere. Dac presiunea i
densitatea sunt mari, atomii de hidrogen se ciocnesc mai des i
interacioneaz cu ali atomi din gaz. Coliziunile cauzeaz schimbri de
energie n atomii de hidrogen, ceea ce are ca rezultat linii
spectrale de hidrogen pronunate.
La o stea gigant luminoas, presiunea i densitatea din atmosfera
stelei este foarte sczut datorit masei extinse pe un volum att de
mare. Prin urmare atomii (i ionii) sunt relativ ndeprtai, nsemnnd c
ciocnirile dintre ei sunt mult mai puine, ceea ce se reflect n
linii de hidrogen mai nguste. ntr-o stea din
Secvena Principal atmosfera fiind mai dens dect la o gigant sau
o supergigant, cu coliziuni mai frecvente ntre atomi, liniile
spectrale de hidrogen sunt mai largi.
http://www.infoastronomy.com/inceputuri.htmlhttp://destepti.ro/clasificarea-spectrala-a-stelelorhttp://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/stellarevolution_hrintro.htmlhttp://evolutiestelara.wordpress.com/2010/04/22/digrama-hertzsprung-russell/8