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:

λvârfT = 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.”

Anunțuri

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.

closest stars

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?

 

mass

© 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.

wdrg

© 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.

uks018

 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 AV reprezintă factorul cu care ele apar mai slabe în strălucire, deci mai îndepărtate. Modulul de distanță devine astfel:

mV – MV = 5log10d – 5 + AV

AV 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.


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.

Eddington Valve

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.

Stele cefeide – o cronologie

Pe 10 septembrie 1784, Edward Piggot a descoperit variația în strălucire a stelei  Eta Aquilae, prima stea cunoscută ce aparține cefeidelor clasice.

În 1908, Henrietta Swan Leavitt a determinat o relație între perioada și luminozitatea stelelor cefeide clasice după o analiză a mii de stele variabile situate în Norii lui Magellan.

În 1915, Harlow Shapley a folosit cefeidele pentru a stabili limitele și forma Căii Lactee, precum și pentru a plasa Soarele în cadrul acesteia.

În 1924, Edwin Hubble a calculat distanța până la cefeidele din Andromeda, arătând astfel că acestea nu fac parte din Calea Lactee.

H335H

H335H, prima cefeidă examinată de Hubble.

În 1929, Hubble și Milton L. Humason au dezvoltat formula care în prezent este cunoscută drept legea lui Hubble prin combinarea distanțelor până la anumite galaxii aflate cu ajutorul cefeidelor cu măsurătorile vitezelor cu care acele galaxii se îndepărtează de noi, realizate de Vesto Slipher. Astfel s-a demonstrat că Universul se extinde, deși expansiunea Universului fusese postulată câțiva ani mai devreme de către  Georges Lemaître.

În prima jumătate a secolului al XX-lea s-a realizat divizarea cefeidelor în categorii diferite, având proprietăți diferite. Acest lucru a dus la rezolvarea problemelor ce țineau de scara distanțelor în Univers. De exemplu, a fost posibilă aflarea adevăratei distanțe până la galaxia M31 – ce este de patru ori mai mare decât se propusese inițial. Prin observațiile făcute începând cu anul 1940,  Walter Baade și-a dat seama că există două populații de stele cefeide: clasice și de tip II. Cele clasice sunt stele de populația I, mai masive, mai strălucitoare și mai puțin vechi decât stelele de populația II, adică cefeidele de tip II. Cefeidele clasice si cele de tip II verifică relații diferite între perioadă și luminozitate. În medie, luminozitatea unei cefeide de tip II este cu 1,5 magnitudini mai mică decât cea a unei cefeide clasice (dar mai strălucitoare decât stelele variabile RR Lyrae).

Cefeide de tip II

Stele variabile având o perioadă de pulsare cuprinsă între 1-50 de zile, acestea sunt stele de populația a II-a – obiecte vechi, de mase reduse și de obicei sărace în metale (astronomii se folosesc de cuvântul „metale” pentru a se referi la orice alt element chimic în afară de hidrogen și heliu). La fel ca în cazul cefeidelor clasice, o relație între luminozitate și perioada de pulsare poate fi aplicată pentru cefeidele de tip II.

La început, acestea erau cunoscute sub denumirea de variabile W Virginis, însă în ziua de azi ele sunt clasificate în trei categorii în funcție de perioada de pulsare: stelele cu o perioadă de 1-4 zile fac parte din subclasa  BL Herculis, cele ale căror perioadă este de 10-20 aparțin subclasei W Virginis, iar stelele cu perioade mai mari de 20 de zile fac parte din subclasa RV Tauri.

Deoarece stelele cefeide de tip II respectă o relație între luminozitate și perioadă dar sunt mai slabe în strălucire decât cefeidele clasice, ele sunt folosite pentru aflarea distanțelor până la centrul Galactic, alte galaxii și roiuri globulare.

Cele mai luminoase astfel de stele și totodată cele având cele mai mari perioade au fost descoperite dincolo de Grupul Local, în galaxiile  NGC 5128 și NGC 4258.

NGC5128_starshadows900 Galaxia  NGC 5128 sau Centaurus A © Nasa

Cefeide clasice

Acestea sunt cunoscute și sub denumirile de cefeide de populația I, cefeide de tip I sau variabile Delta Cephei. Sunt stele variabile de populația I ce prezintă perioade de pulsare, de la câteva zile la câteva luni, pe parcursul cărora razele lor suferă modificări de câteva milioane de kilometri. Comparându-le cu Soarele nostru, aceste stele sunt de 4-20 ori mai masive și de până la 100.000 ori mai luminoase. Conform clasificării stelare, sunt supergigante galbene de tip spectral F6-K2. Prima stea de acest tip a fost Eta Aquilae, descoperită pe 10 septembrie 1784 de către Edward Pigott.

st_etaaqlObservațiile cefeidelor clasice realizate cu ajutorul telescopului spațial Hubble (TSH) au stabilit limitări ale legii lui Hubble și au fost, de asemenea, utilizate la elucidarea multor caracteristici ale galaxiei noastre, cum ar fi înălțimea Soarelui deasupra planului galactic sau structura spirală a Galaxiei (galaxiei noastre, Calea Lactee, i se spune adesea „Galaxia”). Astăzi sunt cunoscute nu mai puțin de 700 de cefeide clasice în Galaxie, numărul lor fiind

Constelația Aquila (Vulturul) © spiff                de câteva mii în tot Universul.

Există o relație directă între perioada de pulsare a unei cefeide și luminozitatea acesteia, lucru ce servește la calcularea distanțelor galactice și extragalactice. Ea a fost descoperită în 1908 de către Henrietta Swan Leavitt, după o analiză a mii de stele variabile din Norii lui Magellan. Cu cât o stea este mai luminoasă, cu atât perioada sa de pulsare este mai îndelungată. Știind perioada unei cefeide (cunoscută prin observații) îi putem, astfel, afla luminozitatea. Apoi, inserăm valoarea luminozității și a strălucirii aparente în relația distanței ( vezi „distance modulus”), pentru a determina distanța dintre noi și respectiva stea cefeidă.

Magellanic-Clouds-18g9xsf

Norii lui Magellan © Cornell 

Următoarea relație dintre perioada în zile, P, a unei stele cefeide de populația I și magnitudinea absolută medie a sa, Mv a fost stabilită cu precizie de TSH folosind paralaxele a zece cefeide din apropiere:

Mv = (-2,43 ± 0,12)(lgP – 1) – (4,05 ± 0,02)

Printre cefeidele clasice ale căror variații în strălucire se pot observa cu ochiul liber se numără  Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus și Delta Cephei. De asemenea, cea mai apropiată cefeidă clasică este Steaua Nordului (Polaris).

cephd

Variația în stălucire a a stelei Delta Cephei © hyperphysics

Delta Cephei a fost una din stelele studiate de Henrietta Swan Leavitt. Pe lângă existența unei variații în strălucire, analiza spectrului acestei stele sugerează că viteza orbitei are o valoare de aproximativ 20 km/s, că temperatura stelei oscilează între 5500 K și 6600 K, precum și că diametrul ei suferă o modificare de 15% la fiecare ciclu.