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).

 

Anunțuri

Supernove de tip Ia

Supernovele de tip Ia joacă rolul unor „lumânări standard,” ele având aceeași strălucire absolută Mv ~ -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.

supnov1a

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.

typeia1Supernova de tip Ia 1994D din galaxia NGC 4526 © High-Z Supernova Search Team/HST/NASA

Stele extreme

Începutul secolului XXI a adus noi descoperiri în astronomie. Apoi, odată cu începerea „Erei Spaţiale”  în 1950, călătoriile în afara Pământului şi contactul cu planete,comete şi asteroizi au devenit realitate.

În 1911 a fost întocmită diagrama Hertzpung-Russel, pe baza relaţiilor dintre masa, dimensiunea şi luminozitatea stelelor astfel încât să se recunoască stelele uriaşe şi cele pitice.

În 1915, W.S. Adams a identificat Sirius B – prima pitică albă cunoscută, adică o stea cu o masă egală cu a Soarelui, comprimată într-un volum cam ca al Pământului.

În 1931, astrofizicianul S. Chandrasekhar a studiat comportamentul particulelor subatomice şi a descoperit o limită superioară a masei unei stele pentru a deveni o pitică albă după terminarea combustibilului – 1,4 mase solare.  Dacă are o masă mai mare, nucleul unei stele aflate în ultima fază a existenţei colapsează transformându-se într-o stea neutronică, o stea cu cu o densitate foarte mare şi un diametru de numai câţiva km. Restul stelei este distrus printr-o supernovă. Stelele neutronice se văd de pe Pământ ca surse de unde radio pulsante. Primul pulsar a fost descoperit în 1967 de către britanicii Jocelyn Bell-Burnell şi Anthony Hewish.

De curând au fost descoperite piticele maro – stele cu masă mică, prea reci ca să genereze energie prin procese nucleare.În imagine, în stânga jos, steaua indicată de săgeată este o pitică maro puţin strălucitoare care orbitează steua 15 Sagittae, asemănătoare Soarelui. Se crede că această pitică maro are o masă mai mare de cel puţin 48 de ori decât Jupiter.

Relativitatea generală

Aceasta este teoria lui Einstein conform căreia masa distorsionează Spaţiul-timp.  Spaţiul-timp din jurul unei stele, de exemplu Soarele, este curbat de masa acestuia, creând un „puţ gravitaţional„.

După ce o stea işi epuizează combustibilul, se transformă, în funcţie de dimensiunile ei, într-o pitică albă, o stea neutronică sau o gaură neagră.

Pitica albă este o stea foarte densă, de mărimea unei planete, care produce o adâncitură mai mare în Spaţiu-timp decât Soarele.

Steaua  neutronică este o stea extrem de densă, care produce o adâncitură foarte mare în Spaţiu-timp. Aceasta deviază lumina care trece pe langă ea, dar nu o poate absorbi.

Într-o gaură neagră, toată masa este concentrată într-un punct infinit de dens din centrul ei, numit singularitate. Acest punct produce o distorsiune infinită a Spaţiului-timp, adică un puţ gravitaţional fără fund. Orice lumină care trece de limita de lângă intrarea în acest puţ, numită „orizont de eveniment”, nu se mai întoarce.