Clasificarea spectrală

Folosim schema Harvard pentru a clasifica spectrele stelare în funcție de temperatură:

Tipul Spectral	Temperatura efectivă (K)	Culoare instrinsică	Exemple
O	>30.000	Albastru	10 Lecertrae
B	11 – 30.000	Alb-albastru	Rigel, Spica
A	7.500 – 11.000	Alb	Sirius, Vega
F	6 – 7.500	Alb-galben	Canopus, Procyon
G	5 – 6.000	Galben	Soarele, Capella
K	3.500 – 5.000	Galben-portocaliu	Arcturus, Aldebaran
M	2.000 – 3.500	Roșu	Betelgeuse, Antares

Această schemă a fost alcătuită de către Annie Jump Cannon.

Putem afla temperatura de la suprafața stelelor observând liniile lor de absorție și apoi folosindu-le în legea lui Wein:

λ_vârfT = 2,898 × 10^-3 m ∙ K

Tipurile O, B și A sunt cunoscute drept tipuri spectrale „timpurii,” pe când stelele mai reci – G, K, M – sunt numite tipuri „târzii.”

Diagrame HR

Realizate pentru prima dată de către astronomul danez Einar Hertzsprung și de astronomul american Henry Norris Russel, independent în 1911/1913, diagramele HR sunt grafice având drept coordonate strălucirea (luminozitatea) pe axa Y versus culoarea (magnitudinea) pe axa X.

Un grafic luminozitate-temperatură (unde temperatura crește spre stânga i.e. cu cât ne apropiem de axă) este un exemplu standard al unei diagrame HR.

Diagrama HR pentru cele mai apropiate stele de Pământ © University of Oregon

Banda diagonală poartă numele de secvența principală (SP) și conține 90% din stele. Fiecare stea intră în această secvență principală imediat după ce este creată, adică după ce își începe procesul de ardere al hidrogenului din nucleu, și evoluează pe aceasta de-a lungul existenței sale.

Cum citim o diagramă HR?

 

© University of Oregon

Cele mai masive stele din secvența principală sunt plasate în colțul din stânga, sus, iar stelele cu cea mai mică masă în colțul din dreapta, jos, după cum arată diagrama de mai sus.

© University of Oregon

În afara secvenței principale, stelele situate în partea stângă jos sunt mici și fierbinți – pitici albe, pe când stelele din partea dreaptă sus sunt mari și reci – gigante și supergigante roșii.

O diagramă HR este ca o hartă a evoluței unei stele. Aceasta își începe existența în secvența principală, pe care o părăsește atunci când evoluează sub forma unei gigante/supergigante roșii în momentul în care este pe punctul de a-și termina combustibilul, pentru ca apoi să ajungă la un sfârșit și să ia forma unei pitici albe (sau stele neutronice/găuri negre, totul depinzând de masa ei inițială).

 

Fenomenul de extincție în astronomie

Unghiul de dispersie al particulelor de praf din mediul interstelar  este proporțional cu λ^-4 i.e. lumina albastră (450-495 nm) este dispersată mai mult decât lumina roșie (620-750 nm). Este motivul prentru care putem observa norii de praf folosind telescoape la lungimi de undă radio și infraroșu.

Deoarece dimensiunea particulelor de praf este asemănătoare cu lungimea de undă a luminii albastre – lumina albastră care provine de la obiectele îndepărtate este absorbită și dispersată de praf. Obiectele care emit lumina apar mai roșii decât sunt în realitate iar lumina emisă de acestea nu ajunge la noi.

 Lumina Pleiadelor, dispersată de praful interstelar

Putem concluziona că praful face ca stelele să apară mai roșii și mai slabe în strălucire. Extincția vizuală în magnitudini A_V reprezintă factorul cu care ele apar mai slabe în strălucire, deci mai îndepărtate. Modulul de distanță devine astfel:

m_V – M_V = 5log₁₀d – 5 + A_V

A_V poate avea valori de până la 30 de magnitudini, în special în direcția centului galactic (CG).

Stelele apar mai roșii, lucru ce poate fi determinat calculând excesul de culoare, E(B-V):

E(B-V) = (B-V) – (B-V)₀

unde „(B-V)” este indexul de culoare observat, iar „(B-V)₀” este indexul de culoare real.

Supernove de tip Ia

Supernovele de tip Ia joacă rolul unor „lumânări standard,” ele având aceeași strălucire absolută M_v ~ -19, și astfel fiind o metodă precisă de determinare a distanțelor cosmologice până la aproximativ 1000 Mpc.

Dar ce este o supernovă de tip Ia?

Totul începe atunci când o stea își încheie perioada petrecută în secvența principală și trece în forma unei pitici albe. Dacă pitica albă este însoțită de un companion, care poate fi o stea aflată încă în secvența principală sau o stea gigantă roșie, pitica albă poate capta materie de la acest companion, formând un disc de acreție. Iar dacă masa acumulată duce la creșterea masei piticii albe și, mai exact, la depășirea masei Chandrasekhar (1,44 M_☉), pitica albă va suferi un colaps, explodând într-o supernovă. Putem să ne imaginăm acest fenomen sub forma unei explozii a unei bombe cu hidrogen de mărimea Pământului dar având o masă egală cu a Soarelui.

Un alt model, numit „dublu degenerat,” preconizează că pitica albă formează o stea binară alături de o altă pitică albă sau de o stea neutronică. Una dintre ele va capta materie de la cealaltă până când depășirea limitei Chandrasekhar va duce la un sfârșit cataclismic.

Formarea unei superrnove de tip Ia © hyperphysics

Explozia ejectează materie în spațiu cu o viteză de aproximativ 10 000 km/s și este mai strălucitoare decât întreaga galaxie din care face parte. De fapt, supernovele de tip Ia sunt cele mai strălucitoare tipuri de supernove.

Supernova de tip Ia 1994D din galaxia NGC 4526 © High-Z Supernova Search Team/HST/NASA

Legea lui Hubble

În 1929 Edwin Hubble a descoperit că Universul este în expansiune – toate galaxiile se îndepărtează unele de altele – lucru observat sub forma unei deplasări spre roșu a spectrului galaxiilor. Deplasarea spre roșu este mai mare pentru acele galaxii mai slabe în strălucire i.e. mai îndepărtate me noi.

Astăzi știm că majoritatea galaxiilor (în afară de cele din apropiere) se îndepărtează de noi cu o viteză ce poartă numele de „viteză de recesiune”. Aceasta este determinată de deplasarea lor spre roșu.

Legea lui Hubble este o relație liniară între distanța către o galaxie și viteza sa de recesiune:

v = H₀d

unde „v” este viteza de recesiune în km s^-1, „H₀” este constanta lui Hubble în km s^-1 Mpc^-1, iar „d” este distanța către respectiva galaxie în Mpc.

De-a lungul timpului, au existat multe încercări de a măsura cu exactitate constanta lui Hubble ce dă rata cu care Universul se extinde. Cea mai bună estimare a acesteia, acceptată în mare în zilele noastre, este H₀ = 72 ± 8 km/s/Mpc. Pentru a se ajunge la această valoare au fost studiate supernove de tip Ia și stele cefeide variabile surprinse de TSH.

Legea lui Hubble – viteza de recesiune vs. distanță © Cornell

Majoritatea galaxiilor urmează o expansiune omogenă. Totuși, cele mai distante galaxii se îndepărtează mult mai rapid de noi, fiind într-o expansiune accelerată. Astfel, la distanțe mari, legea lui Hubble nu este în totalitate linară.

Efectul Doppler

Cu siguranță ați auzit sirena unei ambulanțe trecând prin apropiere. Dar ați observat că zgomotul făcut de sirenă este mai puternic atunci când ambulanța se apropie, urmând ca acesta să scadă în intensitate când ea se îndepărtează?

Acesta este efectul Doppler, descoperit de către matematicianul și fizicianul austriac Christian Doppler în 1842. Și cum explicăm acest fenomen?

Schimbarea în intensitatea zgomotului emis de sirenă este cauzată de o fluctuație a frecvenței undelor de sunet. Atunci când ambulanța se apropie, distanța dintre unde devine din ce în ce mai mică, ceea ce duce la o creștere a frecvenței (frecvența și lungimea de undă sunt mărimi invers proporționale i.e. c=νλ). În caz contrar, atunci când ambulanța se îndepărtează, distanța dintre undele de sunet se mărește, iar frecvența undelor sau zgomotul produs de sirenă scade în intensitate.

Efectul Doppler © NCSA

Măsurând schimbarea în frecvență, putem determina dacă respectiva ambulanță se apropie sau se îndepărtează. Mai mult, dacă putem afla rata de variație a frecvenței, vom ști viteza ambulanței.

Acest procedeu se aplică și în cazul radiației electromagnetice, emise de un obiect aflat în mișcare. Când obiectul se apropie de un observator, frecvența radiației sale crește sau „se deplasează spre albastru”. Când obiectul se îndepărtează de un observator, frecvența scade sau „se deplasează spre roșu”.

Effectul Doppler poate fi studiat pentru tot spectrul electromagnetic și redat în funcție de frecvența sau lungimea de undă a radiației.

În astronomie, această deplasare a liniilor spectrale este utilizată pentru determinarea cu precizie a vitezei cu care stelele și celelalte astre se mișcă între noi sau se îndepărtează de noi. De exemplu, în cele mai îndepărtate galaxii, liniile spectrale ale hidrogenului apar a se deplasa de roșu cu o viteză semnificativă.

Deplasarea Doppler este dată de formula (valabilă atunci cand z<<1 i.e. viteze non-relativistice):

unde λ este lungimea de undă observată, λ₀ este lungimea de undă emisă, c este viteza luminii în vid (299 792 458 m/s), iar v este viteza obiectului care emite radiația electromagnetică.

Fenomenul de pulsare

Cum explică oamenii de știință pulsarea acestor stele?

Desigur, există mai multe teorii însă cea acceptată se numește Valva Eddington sau Mecanismul-κ (litera greacă κ denotă existența unui gaz opac). Se consideră că heliul este cel mai activ gaz în procesul de pulsare. Heliul dublu ionizat (heliul ai căror atomi conțin cu doi electroni mai puțin) este mai opac decât heliul ionizat o singură dată. Iar, cu cât heliul este mai încălzit, cu atât acesta devine mai ionizat. În punctul cel mai obscur al ciclului de pulsare, acest gaz ionizat opac din straturile exterioare ale stelei este încălzit de radiația stelei. Datorită temperaturii ridicate, gazul începe să se extindă. În timp ce se extinde acesta se răcește și devine astfel mai puțin ionizat, adică mai transparent, permițându-i radiației să evadeze. Acest lucru pune capăt expansiunii, urmând ca întreg procesul să se inverseze din cauza atracției gravitaționale a stelei. Apoi procesul este reluat.

Valva Eddington © KCVS (click pe imagine pentru animație)

Această explicație ce îi atribuie unei stele cefeide rolul de motor termic a fost propusă pentru prima dată în 1917 de către Arthur Stanley Eddington dar de-abia în 1953 S. A. Zhevakin a descoperit heliul ionizat, ce joacă rolul unei probabile valve a motorului.