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.

Stele cefeide – introducere

Stelele cefeide reprezintă o clasă de stele având strălucire variabilă, cu o perioadă de 1-150 de zile. Ele au fost stele foarte luminoase, masive și extrem de fierbinți ce și-au folosit combustibilul repede, fapt ce le-a situat într-o continuă stare de pulsare. În funcție de masă, vârstă și evoluție, stelele cefeide au fost clasificate în următoarele categorii: cefeide clasice, cefeide de tip II, cefeide neregulate și cefeide pitice. Termenul de „cefeidă” își are originea în numele stelei binare Delta Cephei din constelația Cefeu, observată în 1784 de către John Goodricke la câteva luni după descoperirea stelelor cu strălucire variabilă.

1280px-Standard_Candle_in_the_WindDelta Cephei © Spitzer

 

Magnitude of stars

When looking up information about stars or any other celestial bodies, we’re always given some numbers expressing their magnitude, which can be apparent or absolute. For example, the Sun has an apparent magnitude of -27, the full moon -13 or Venus -5. But, what’s the deal with these numbers anyway? How do we calculate them?

First of all, in astronomy the magnitude is a logarithmic scale of the brightness of on object at a certain wavelength (optical, infra-red etc.)

History

The Greek astronomer Hipparchus invented about 2000 years ago a magnitude system that classified the stars by their size. With the naked eye, a star such as Sirius seems larger than Mizar, which in turn appears larger than a faint star such as Alcor. According to this system, the brightest stars are “1st-class” stars, while the faintest are “6th-class” stars; the brighter the star is the more negative its magnitude is.

This classification remained valid well into the 19th century. Even if scientists had telescopes, stars were seen as central bright spots surrounded by faint concentric rings (Airy disks). So the physical size of the body continued to be misinterpreted because of the spurious rings.

airy_rings

Airy disk of Betelgeuse. © spiff.rit.edu

In the second part of the 19th century, stellar parallax was used to determine distances to the stars. It was then when astronomers understood that stars appear as point sources because they are very far away. By the time the diffraction of light as well as the astronomical seeing were explained, it was understood how the apparent sizes of stars depended on the intensity of light coming from a star (i.e. the apparent brightness of a star). Then photometry showed that the 1st class stars were about 100 times brighter than the 6th class stars. In 1856 a standard ratio of Untitled

2.512 between magnitudes was proposed by Norman R. Pogson of Oxford. Using it, the difference of five magnitudes is a factor of 100 in brightness. This new system was adapted and it is the one used nowadays. The intrinsic magnitude or the brightness of the stars is measured, and not their apparent magnitude. Note that using this logarithmic scale a star may be brighter than a 1st class star. For instance, Arcturus is magnitude 0 and Sirius is magnitude -1.46.

Apparent Magnitude

Two stars, one with apparent magnitude m1 and flux F1 (flux is the luminosity per unit area at a distance d, jj (2)

Jm-2s-1),and another star with magnitude m2 and flux F2 are related by the following formula;

jj

Using this method the magnitude scale goes beyond the 6-class magnitude system known since Antiquity. It is more than that in the way that it doesn’t only classify stars, but it also measures their brightness. Furthermore, magnitudes can be calculated for any celestial body (such as planets, moons), not just the stars.

Living in an era dominated by technology has its advantages. Modern telescopes are among them. Seeing through every wavelength allows us to measure even the faintest of the objects. The Hubble Space Telescope can analyze objects of the 30th magnitude.

Apparent and absolute magnitude

The apparent magnitude is the apparent brightness of an object. It depends on distance. Closer-to-Earth objects have higher apparent magnitudes than distanced ones. The absolute magnitude measures the luminosity of on object and it’s distance independent as it is defined as the apparent magnitude of an object at a standard distance (10 pc for stars). For example, the star Betelgeuse is more luminous than the star Sirius. However, Sirius is closer to us than Betelgeuse so its magnitude has a lower value.

The absolute magnitude can be calculated from the apparent magnitude using the distance modulus;

kkk

where m is the apparent magnitude, M is the absolute magnitude, d is the distance to the star measured in parsecs.

 

Unități de măsură a distanței în Univers

Cu siguranță ați auzit de noțiuni ca „an-lumină”, „unitate astronomică”, „parsec” sau „arcsecundă”. Acestea sunt câteva din unitățile de măsură folosite în studierea spațiului. Însă ce sunt ele de fapt? Cum le-am obținut? Azi vă voi prezenta principalele unități de măsură a distanțelor din Univers.

Anul-lumină (a-l)

Un an-lumină este distanța pe care lumina o parcurge în vid într-un an din calendarul iulian (aproximativ 3,156 x 107 secunde). Știm că viteza luminii în vid este egală cu 299,792,458 m/s. Aceste două valori înmulțite dau aproximativ 9,461 x 1015 m, adică un an-lumină.

Andromeda_gendler_sm

© Robert Gendler

Andromeda, cea mai apropiată galaxie spirală de Calea Lactee, se află la o distanță de 2,5 milioane ani-lumină de Pământ.

Unitatea astronomică (ua)

Unitatea astronomică este dată de distanța medie dintre Pământ și Soare. În timp ce Pământul orbitează Soarele, distanța dintre cele două obiecte variază, Pământul atingând un maxim (afeliu) și un minim (periheliu) o dată pe an. În trecut, unitatea astronomică era dată de media aritmetică a acestor două puncte, cunoscute prin observație. În prezent, pentru o precizie mai mare, aceasta are o valoare fixă, de 149.597.870.700 m, aproximativ 1,496 x 1011 m.

De obicei, unitatea astronomică este folosită pentru a măsura distanțe din interiorul Sistemului Solar.

Arsecunda (”)

Un grad este egal cu 60 de arcminute, adică 3600 de arcsecunde. Dar un grad are π/180 radiani. Astfel, o arcsecundă are π/180*3600 radiani, aproximativ 4,8 x 10-6 radiani.

Parsecul (pc)

Parsecul este definit ca fiind distanța la care 1 ua subîntinde un unghi de o arcsecundă (1”).

Untitled

1”  1 ua / 1 pc (©Andy, 2014)

 

Așadar, un parsec are aproximativ 3,086 x 1016 m sau 3,26 a-l. Este folosit în special pentru a măsura distanțe către obiecte din afara Sistemului Solar sau distanțe din interiorul unor grupuri de galaxii. De exemplu, Proxima Centauri, cea mai apropiată stea de noi, se află la 1,3 pc, iar Calea Lactee are aproximativ un diametru de 780 kpc.