Inceputurile Universului
Sistemul solar
Cometele
Fenomene astronomice
Stele
Constelatii
Articole
Dictionar de astronautica
OnLine Radio


Stele


ORIGINEA SI EVOLUTIA STELELOR


Teoria evolutiei stelare este mult mai dezvoltata decat aceea a evolutiei galaxiilor, din doua motive:

- elucidarea origiinii energiei stelare si demonstrarea faptului ca reactiile termonucleare constituie principala sursa de energie in cea mai mare parte a existentei unei stele;
- numarul mare de observatii asupra unui mare numar de stele (in primul rand din Galaxie), care permite compararea traseelor evolutive (teoretice) ale stelelor cu datele de observatie corespunzatoare.

Cercetarile arata ca in istoria unei stele exista mai multe faze si anume:

1. Contractia gravitationala. In prezent este acceptata ideea ca stelele se formeaza din materia difuza interstelara. In favoarea acestei conceptii este faptul ca stelele tinere sunt situate in bratele Galaxiei noastre, acolo unde se observa si materia difuza formata din gaz si praf interstelar. Aceasta materie este retinuta aici de catre campul magnetic galactic, camp care este insa mult prea slab pentru a putea retine stelele un timp indelungat. De aceea stelele varstnice nu se gasesc, in general, in bratele Galaxiei, ci in componenta sferica a acesteia.

Stelele tinere constituie adesea agregate de stele, in care intra mii de stele si o mare cantitate de gaz si praf ( de exemplu: agregatul din Orion).

Modul cum se formeaza stelele din materia difuza nu este prea clar. Se considera ca procesul de formare decurge aproximativ astfel. Daca masa materiei difuze, formata din gaz si pulberi, dintr-un anumit volum (nor cosmic), depaseste (datorita unei cauze oarecare), o anumita valoare critica, atunci materia din acest volum incepe sa se comtracte sub actiunea fortelor de atractie. acest proces se numeste contractie gravitationala si reprezinta primul stadiu in evolutia unei stele (deplasarea pe traseul Hayashi). Calculele arata ca procesul de contractie incepe numai daca densitatea materiei difuze (ca urmare a fluctuatiilor de densitate, sau din alta cauza), a devenit suficient de mare.

Regiunile cu materie difuza relativ densa, se evidentiaza observational sub forma globulelor negre si a trompelor de elefant, formatiuni compacte, opace, de materie neorganizata care apar pe fondul nebuloaselor luminoase (globulele au o forma regulata, ovala; trompele au o forma neregulata). Aceste formatiuni sunt, probabil, stramosii stelelor. O dovada indirecta a acestui fapt o constituie existenta stelelor de tip T Tauri - stele variabile, iin contractie, asociate cu nebuloase de forma cometare (steaua se afla in capul nebuloasei).

In cursul procesului de contractie gravitationala, particulele de praf si moleculele de gaz cad spre centrul norului. Norul se incalzeste treptat, iar dupa ce temperatura depaseste circa 2000oK, granulele de praf se evapora si moleculele se disociaza. Temperatura creste in continuare, iar atunci cand atinge valori de ordinul zecilor de mii de grade K, se produce fenomenul de ionizare a materiei. Procesul de contractie gravitationala se accelereaza cu timpul, iar in anumite conditii fizice (daca masa norului e mare), acest proces ia forma violenta de prabusire gravitationala. Temperatura norului crescand, acesta incepe sa radieze; astfel norul se transforma intr-o protostea.

Observatiile arata ca stelele tinere se gasesc in grupe. Aceasta inseamna ca s-au format in acelasi nor. In procesul de contractie gravitationala s-au format mai multe centre de condensare, norul s-a fragmentat in mai multe parti. Astfel s-au format mai multe protostele, de unde au rezultat mai multe stele.

In viata unei stele contractia gravitationala este o faza rapida de evolutie. De aceea este dificil de surprins stelele in acest stadiu evolutiv. Se presupune ca stelele variabile neregulate de tipul T Tauri se gasesc in acest stadiu. De exemplu roiul deschis NGC 6530 are numeroase stele tinere, precum si variabile T Tauri. Ultimele se considera ca sunt in faza de contractie gravitationala.

2. Stadiul de stea a secventei principale. Acesta este al doilea stadiu in evolutia unei stele. o stea ramane un timp indelungat in acest stadiu - cea mai mare parte a vietii sale. in secventa principala steaua radiaza energia furnizata de reactiile termonucleare (sursa principala de energie este arderea hidrogenului). Aici steaua este intr-o faza de echilibru, in care masa, raza si luminozitatea sunt aproape constante (luminozitatea variaza cu cateva zecimi de magnitudine in milioane - miliarde de ani). Pozitia pe o ocupa o stea in secventa principala depinde de masa ei.

Reactiile termonucleare transforma hidrogenul in heliu, iar timpul de existenta a stelei in secventa principala, depinde de viteza reactiilor. Aceasta depinde de temperatura interiorului stelei, care la randul ei depinde de masa. Stelele cu masa mare raman un timp relativ scurt in secventa principala (milioane de ani), iar cele cu masa mica raman un timp indelungat (zeci de miliarde de ani).

Reactiile termonucleare se desfasoara in regiunea centrala a stelei numita nucleu.

Cand hidrogenul din nucleu este in intregime transformat in heliu, se incheie al doilea stadiu de evolutie a stelei. Reactiile de transformare a hidrogenului in heliu continua intr-un invelis in jurul nucleului. Calculele arata ca ain aceasta faza evolutiva nucleul stelei se contracta, densitatea si temperatura centrala cresc repede. In acelasi timp invelisul stelei se dilata, dimensiunile si luminozitatea stelei cresc. Steaua iase din secventa principala si se deplaseaza rapid (in milioane de ani) spre regiunea gigantelor. In aceasta deplasare, daca masa stelei este suficient de mare, ea poate traversa o zona de instabilitate, devenind o stea variabila pulsanta de tip Cephei.

Pozitia diferita a secventelor principale la roiurile globulare (M3, M92) se explica prin diferenta in compozitia chimica.

Diferitele roiuri au secventa principala deplasata in mod diferit. De aici se poate deduce varsta roiului. Cel mai tanar roi este NGC 2362, a carui varsta este evaluata la cateva zeci de milioane de ani. Roiurile globulare pot avea varste de peste 10 miliarde de ani.

Teoria evolutiei stelare poate fi verificata, de asemenea, cu ajutorul steleor binare stranse.

3. Stadiul de stea giganta. Este al treilea stadiu in evolutia unei stele. Daca in nucleul dens izotermic de heliu al unei stele gigante (sau supergigante) temperatura atinge o valoare de 108 grade K, incep reactiile nucleare ale heliului care se transforma in carbon. Cand heliul se epuizeaza in nucleu, iar hidrogenul se epuizeaza in invelisul din jurul nucleului, sursele de energie nucleara epuizandu-se, se incheie al treilea stadiu in evolutia stelei. Invelisurile esterioare ale stelei se dilata, iar steaua incepe sa piarda din masa. In anumite conditii, pierderea de masa poate avea un caracter exploziv. In urma unei explozii de nova (sau supernova), invelisurile exterioare ale stelei sunt expulzate in spatiu.

Traseul evolutiv pe care il parcirge o stea dupa ce paraseste secventa principala este cunoscut sub numele de faza postsecventa principala de evolutie a stelei. Aceasta faza este mult mai bine studiata, decat faza de contractie (traseul Hayashi). Pentru faza mentionata mai sus, numerosi cercetatori au efectuat calcule detaliate, atat pentru stele simple (singulare) (Iben, Tutukov etc), cat si pentru sisteme stelare binare (Paczynski, Kippenhahn, Weigert, Tutukov etc).

In functie de masa se produce o stratificare a stelei dupa compozitia chimica. Stelele masive pot evolua spre formareain centru a unui nucleu de fier. In acest moment ele se considera moarte din punct de vedere nuclear, colapsul gravitational al nucleului si explozia de supernova fiind inevitabile.

4. Stadii tarzii in evolutia stelelor.

a). Stadiul de stea pitica alba. Scurgerea lenta de materie are loc la gigantele de masa mica. In acest mod se formeaza nebuloasele planetare, ale caror nuclee firbinti se transforma in stele pitice albe.

Pentru gigantele cu masa mai mare, pierderea de masa are loc printr-o explozie de nova sau printr-o serie de explozii (nove recurente). Daca masa finala, dupa explozie, este 1,2 mase solare (limita lui Chandrasekhar), steaua se transforma intr-o pitica alba. Pentru gigantele cu masa mai mare trecerea la stadiul de pitica alba se poate face printr-o explozie de supernova (daca masa finala este sub 1,2 mase solare).

In urma pierderii de masa, invelisul de hidrogen fiind expulzat in spatiu, din stea ramane nucleul foarte dens. Astfel, piticele albe sunt stele foarte dense, formate din materie degenerata (gaz electronic degenerat). In ele nu mai au loc reactii termonucleare, radiind pe seama rezervei de energie termica acumulata in trecut. Piticele albe se racesc treptat transformandu-se in pitice negre (care nu se observa).

Stadiul de pitica alba e un stadiu final in evolutia unei stele, pitica alba fiind o stea care moare prin racire.

b). Stadiul de stea neutronica. Daca dupa explozia de supernova a unei stele cu masa initiala mare, masa ramasa a stelei este mai mica, atunci acest nucleu stelar se contracta puternic (prin colaps gravitational), transformandu-se in stea neutronica. Intr-o anumita faza a existentei sale aceasta se poate manifesta ca radiopulsar sau ca sursa discreta de raze X intr-un sistem binar restrans (eventual - pulsar Roentgen).

c). Stadiul de gaura neagra. La gigantele masiva, masa care ramane dupa explozie poate depasi 2,5-3 mase solare. Un asemenea nucleu stelar dens este instabil intrand in colaps gravitational, care (teoretic) se contracta idefinit. Cand raza stelei in colaps gravitational coboara sub raza Schwarzschild, steaua se transforma intr-o gaura neagra. Gaurile negre sunt considerate ca singularitati ale Universului.

Fazele finale ale evolutiei stelare sunt in general stele relativiste.

In procesul de evolutie un rol important ar putea sa joace rotatia stelelor.

Observatiile au pus in evidenta miscari relative, in nebuloase difuze, cu viteze de ordinul a 1km/s. Daca in timpul contractiei gravitationale momentul cinetic se conserva, ar insemna ca prin contractie viteza de rotatie a norului (nebuloasei) ar deveni mare si s-ar rupe inainte de a se forma stele. Totusi nu se intampla asa. Inseamna ca exista un mecanism prin care momentul cinetic se indeparteaza din nebuloasa. Pe baza datelor observationale, se poate considera ca nebuloasa este legata de mediul inconjurator printr-un camp magnetic. Daca liniile de forta ale campului magnetic sunt inghetate in materia interstelara, atunci o parte din momentul cinetic al nebuloasei in contractie va fi transferat mediului inconjurator prin intermediul acestui camp. Astfel rotatia nebuloasei este franata, fiind posibila formarea, prin contractie, a protostelelor si a stelelor.

Calculele arata ca transferul de moment cinetic inceteaza cand densitatea protostelei devine suficient de ridicata. Protosteaua, condensandu-se mai departe, isi va mari viteza de rotatie, transformandu-se intr-o stea cu o viteza ecuatoriala de cateva sute de km/s (indepedent de masa). Asemenea viteze se observa la stelele de tip spectral timpuriu, in timp ce stelele de tip spectral tarziu au rotatii mult mai lente. S-ar parea ca acest fapt este legat de prezenta in jurul stelelor de tip spectral tarziu a unor sisteme planetare, analoage sistemului planetar ce graviteaza in jurul Soarelui. Daca lucrurile stau asa, atunci inseamna ca numarul sistemelor planetare din Galaxia noastra (ca si din alte galaxii) trebuie sa fie mult mai mare.


TIPURI DE STELE

STELE DUBLE

1.Clasificarea stelelor duble. Observatiile arata ca stelele se grupeaza in sisteme de stele (sau sisteme stelare), in general, stelele simple (singulare) fiind mai degraba o exceptie, decat o regula. Exista sisteme formate din doua stele (stele duble), din trei stele (stele triple) sau mai multe (stele multiple). Sisteme stelare mai complexe sunt roiurile stelare.

Este bine sa se faca distinctie intre notiunea de stea dubla si cea de sistem stelar binar. Distantele dintre stele sunt, in general, foarte mari, astfel incat interactiunea gravitationala dintre doua stele oarecare (luate la intamplare) este neglijabila. Numai rezultanta acestor interactiuni este importanta in studiul structurii si dinamicii Galaxiei. Pe de alta parte, observatiile arata, adesea, ca doua stele sunt foarte apropiate de sfera cereasca. Vorbim in acest caz de o stea dubla. Este posibil ca distantele reale dintre observator si cele doua stele sa fie cu totul diferite, intre cele doua stele neexistand nici o interactiune fizica (in primul rand gravitationala). Inseamna ca in acest caz numai directiile spre cele doua stele (componente) sunt apropiate. Asemenea stele au fost numite stele duble optice.

Cand vorbim, insa, de sisteme stelare binare, sau mai scurt sisteme binare, avem in vedere stelele duble fizice, in care componentele suntin mod real apropiate una de alta, cele doua stele-componente fiind in interactiunea fizica, ce se evidentiaza, in primul rand, sub forma interactiunii gravitationale a acestora. La sistemele binare se observa o miscare orbitala (a ambelor componente fata de centrul comun de masa sau a unei componente fata de cealalta) care se desfasoara dupa legile lui Kepler (ca si miscarea planetelor fata de Soare). In cele ce urmeaza vom avea in vedere stelele duble fizice sau sistemele binare, care prin interactiunea reciproca a componetelor pot sa ne releve aspecte interesante si importante legate de fizica si structura stelelor, ca si de evolutia lor.

Statistica stelelor din Galaxie arata ca fenomenul de sistem binar este destul de frecvent. Din cele 254 de stele cunoscute, situate in sfera cu raza de 10,5 pc si avand ca centru Soarele, 127 de stele suntcomponente a 61 de sisteme stelare multiple. Se estimeaza astfel ca circa 50% din stelele Galaxiei fac parte din sisteme binare, triple sau multiple. Evident, dintre acestea, cele mai numeroase sunt sistemele binare.

Dupa modul cum se poate pune in evidenta miscarea orbitala a componentelor, sistemele binare se numesc: sisteme binare vizuale, spectroscopice si fotometrice. La sistemele binare vizuale, cele doua componente se observa separat cu ajutorul telescopului, lucru posibil daca sistemul nu este prea indepartat de Pamant, iar cele doua componente sunt suficient de indepartate una de alta pentru a se vedea separat. Daca sistemul binar este foarte indepartat in spatiu, iar componentele sunt apropiate una de alta, ele nu mai apar separat in campul telescopului, caracterul binar deducandu-se prin metode spectroscopice sau fotometrice.

Aceasta impartie a binarelor in vizuale, spactroscopice si fotometrice, cu caracter observational, nu are un sens fizic suficient de precis. De aceea Kopal a introdus o alta clasificare, impartind binarele in: sisteme binare stranse si largi. Daca sistemul componentelor sunt comparabile cu distanta dintre ele, sistemul binar se numeste strans (asa sunt in general sistemele binare spectroscopice si fotometrice). In caz contrar sistemul se numeste larg (cum sunt binarele vizuale). Sistemele binare stranse se subimapart, dupa pozitia componentelor fata de asa-numita suprafata echipotentiala critica Roche, in sisteme detasate, sisteme semidetasate si sisteme in contact.

2. Orbita unui sistem binar. Pentru un sistem stelar binar, orbita relativa a componentei secundare (cu masa mai mica) fata de componenta principala (cu masa mai mare) se poate defini prin analogie cu orbitele planetare.

3. Sisteme binare vizuale. Satelitii invizibili ai stelelor. Daca cele doua stele, componente ale sistemului binar, se observa separat in campul lunetei sau al telescopului, atunci faptul ca ele formeaza intr-adevar un sistem binar se poate stabili pe cale vizuala, masurand pozitia relativa a componentei secundare fata de componenta principala, la diferite momente de timp (de aici derivand denumirea de binare vizuale).

Ca exemple de sisteme binare vizuale mentionam sistemele Alpha Centauri si Ursa Majoris.

Atunci cand distanta unghiulara dintre componente este sub cateva sutimi sau zecimi de secunda (in functie de puterea de separare a luinetei) ele nu se mai vad separat, imaginile corespunzatoare suparapunandu-se. Daca aceasta distanta unghiulara nu este prea mica, cele doua componente se pot separa, totusi, prin metode interferometrice, putandu-se determina chiar si orbita (pentru sisteme cu componente de luminozitate apropiata). Asa s-au separat componentele sistemului binar Capella ale carui componente sunt stele gigante. Sistemul era deja cunoscut ca un sistem binar spectroscopic.

In cazul cand diferenta magnitudinilor aparente ale componetelor, este mare, observarea componentei mai slabe (numita satelit) alaturi de steaua stralucitoare (componenta principala) este dificila, iar uneori chiar imposibila. La aceste componente vedem numai componenta starlucitoare. Dublicitatea poate fi dedusa, in acest caz, din perturbarea miscarii proprii a componentei principale. In miscarea proprie o stea simpla descrie pe sfera cereasca un arc de cerc mare. Daca steaua are in vecinatate un corp perturbator (un satelit cu care formeaza un sistem binar), miscarea ei proprie va fi perturbata si in loc sa descrie un arc de cerc mare, va descrie un fel de sinusoida pe sfera cereasca. Din amplitudinea acestei sinusoide se poate deduce masa satelitului. Asemenea sisteme binare sunt numite uneori, sisteme cu sateliti "invizibili". Primii sateliti "invizibili" s-au descoperit in vecinatatea stelelor Sirius si Procyon. Ulterior, satelitii acestor stele s-au dovedit vizibili, dar foarte slab (fiind observati cu cele mai mari telescoape). La fel s-au dovedit vizibili si satelitii altor stele, constatandu-se ca, de fapt, acesti sateliti sunt stele pitice albe (stele de mica luminozitate, cu mase comparabile cu a Soarelui, cu raze comparabile cu a Pamantului, deci cu densitati foarte mari, de ordinul a 1010 kg/m3).

Binarele evidentiate interferometric sau prin pertrurbarea miscarii proprii a componentei principale sunt numite uneori binare astrometrice.

Se cunosc, insa, cateva cazuri in care satelitii amintiti sunt intr-adevar invizibili, fiind corpuri obscure. Corpurile cu masa mica (cu ordinul sutimilor - miimilor de masa solara sau mai mici) nu radiaza deoarece nu au surse proprii de energie termonucleara, deci nu sunt stele ci planete. Asa sunt satelitii stelei Barnard, descoperiti de Van de Kamp, care au mase comparabile cu masa planetei Jupiter. Asemenea sateliti s-au pus in evidenta si in jurul stelelor 61 Cygni, 70 Ophiuchi si CI 1244.

Prin descoperirea acestor sateliti obscuri in jurul unor stele s-a dovedit existenta si a altor sisteme planetare, similare cu al nostru. Asta inseamna ca sistemul nostru planetar nu este unicul sistem planetar din Galaxie. Statistic se evalueaza ca asemenea sisteme trebuie sa fie destul de numeroase.

4. Sisteme binare spectroscopice. Daca sistemul binar este foarte indepartat de observatorul terestru, iar componentelesunt apropiate intre ele (sistem strans), atunci aceste componente nu se observa separat in luneta, unde ne apare o singura stea. Duplicitatea se poate pune in evidenta, in acest caz, prin metode spectroscopice sau fotometrice.

In primul caz, in spectrele unor stele se observa dedublarea si oscilatia periodica a liniilor spectrale. Pe baza efectului Doppler se deduce ca avem de-a face cu doua stele, care graviteaza in jurul centrului de masa comun. Asemenea sisteme se numesc binare spectroscopice. Din deplasarea liniilor spectrale se determina viteza radiala (proiectia vitezei pe raza vizuala), care variaza periodic cu timpul (in mod diferit pentru cele doua componente). Graficul acestei variatii se numeste curba vitezelor radiale, iar din analiza sa se pot determina masele componentelor, precum si alti parametri ai sistemului.

Cand stralucirile aparente ale componentelor difera mult intre ele, in spectru apar numai liniile componentei principale. Atunci duplicitatea rezulta din oscilatia periodica a acestor linii.

Binarele spectroscopice sunt sisteme binare stranse, la care interactiunea componentelor este deosebit de puternica, nereducandu-se la miscarea orbitala relativa, ca la binarele vizuale (largi). Astfel, analiza detaliata a spectrului a pus in evidenta prezenta, la numeroase sisteme, a unor curenti de gaze intre cele doua componente. Studiul acestor curenti prezinta o importanta deosebita pentru precizarea evolutiei sistemelor binare stranse.

5. Sisteme binare fotometrice. Daca raza vizuala a sistemului binar este in (sau aproape de) planul orbitei, atunci faptul ca suntem in prezenta unui sistem binar rezulta din variatia periodica a stralucirii aparente a acestuia, prin eclipsarea reciproca (periodica) a componentelor..Aceasta variatie se poate determina pe cale fotometrica, de aceea binarele corespunzatoare se numesc binare fotometrice. Intrucat stralucirea lor variaza cu timpul, ele se mai numesc si stele variabile cu eclipsa.

Binarele fotometrice de tip Algol au componente sferice sau putin deformate. In general acestea sunt sisteme detasate, sistemul Algol, insusi, facand exceptie (semidetasat).

Binarele de tip beta Lyrae au componente elipsoidale, curba de lumina este mai neteda ca la cele de tip Algol, iar variatia de lumina intre eclipse este mai ampla. Sunt sisteme semidetasate. In sfarsit, binarele de tip W Ursae Majoris au componente puternic deformate, in contact una cu alta (si cu suprafata critica Roche) curba de lumina avand o forma aproape sinusoidala.

Observatiile arata ca exista unele sisteme binare fotometrice care prezinta variatie de lumina chiar daca nu are locfenomenul de eclipsa, datorita deformarii componentelor (in cursul miscarii orbitale variaza aria discurilor lor aparente). Acestea se numesc variabile elipsoidale (fara eclipsa).

Foarte frecvent sistemele binare fotometrice sunt si binare spectroscopice. Atunci prin combinarea observatiilor fotometrice cu cele spectroscopice se pot obtine elementele orbitei absolute. Astfel se obtin: dimensiunile si forma orbitei, parametrii fizici fundamentali ai componentelor si alte date importante despre sistem. Din luminozitatile componentelor rezulta temperaturile lor efective.

Pe observatiile efectuate asupra sistemelor binare se bazeaza - in buna parte - scara temperaturilor efective ale stelelor. Aceleasi observatii stau la baza relatiilor de stare masa-luminozitate si masa raza, relatii care indica starea, structura, natura si stadiul evolutiv al stelelor.

6. Sisteme stelare multiple. In unele cazuri sistemul binar are in vecinatatea sa o a treia stea (cu care interactioneaza gravitational) formand impreuna un sistem triplu. Frecventa acestora este mult mai mica decat frecventa sistemelor binare. In general, sistemul binar este strans, iar a treia componenta se roteste in jurul sistemului binar (ca si cum acesta ar fi un corp compact) la distanta mare de el. Uneori intalnim sisteme cuadruple sau multiple. Un sistem complex este sistemul alpha Geminorum (Castor) care consta din trei sisteme stelare binare spectroscopice.



STELE VARIABILE

Se numesc stele variabile, acele stele a caror stralucire aparenta variaza cu timpul. Exista doua categorii de stele variabile si anume: stele variabile fizice (sau intrinseci) si stele pseudovariabile (sau variabile cu eclipsa). La stelele variabile fizice variatia stralucirii aparente este o consecinta a variatiei luminozitatii lor (adica a fluxului de energie radiat in spatiu), variatie care se datoreaza proceselor fizice ce au loc in interiorul acestora. La stelele pseudovariabile, variatia stralucirii aparente nu are o cauza fizica, ea datorandu-se unui fenomen geometric - eclipsarea reciproca a componentelor unui sistem binar strans, in cursul miscarii orbitale. Acestea sunt deci sisteme binare fotometrice, iar luminozitatile componentelor nu variaza, in general (exista unele cazuri in care una din componentele sistemului binar fotometric este o variabila fizica).

Stele variabile fizice. Observatiile arata ca, la acestea, variatia luminozitatii este insotita, in general, de variatia si altor parametri fizici: raza, spectrul, temeperatura efectiva, uneori masa etc. Exista unele stele variabile, la care, la o variatie neinsemnata a luminozitatii corespunde o variatie importanta a altor parametri fizici.

Stelele variabile fizice se impart in doua clase: variabile pulsante si variabile eruptive.


1. Stele variabile pulsante. La aceste stele variatia luminozitatii se explica prin pulsatiile stelei in jurul unei stari de echilibru. Conditiile fizice din interior sunt de asa natura incat un anumit mecanism fizic amorseaza in stea un proces oscilatoriu, care este mentinut un timp indelungat (in prezent se considera ca zonele subfotosferice de ionizare a hidrogenului si a heliului constituie sursa pulsatiilor). In acest proces de pulsatie steaua (sau numai un invelis superficial al ei) se contracta si se dilata periodic, de aici rezultand variatia periodica a parametrilor fizici ai stelei: raza, temperatura, luminozitatea, densitatea etc. Cercetarile au aratat ca pulsatiile apar intr-o anumita faza de instabilitate in evolutia ei.

Principalele tipuri de variabile pulsante sunt: cefeidele, variabilele de tip RR Lyrae si variabilele lung periodice.

- Cefeidele. La acestea luminozitatea variaza periodic, cu o perioada care poate fi cuprinsa intre o zi si cateva zeci de zile. Numele de cefeida vine de la steaua Cephei, care este reprezentativapentru acest tip de variabile. Variatia luminozitatii este insotita de variatia spectrului. Viteza radiala a stelei variaza cu aceeasi perioada ca si luminozitatea, de unde rezulta ca raza stelei variaza periodic (adica steaua pulseaza).

La cefeide observatiile au pus in evidenta o relatie intre perioada de pulsatie si luminozitatea medie, numita relatia perioada-luminozitate. Aceasta relatie are o deosebita importanta practica si teoretica. Importanta practica rezulta din faptul ca pe aceasta relatie se bazeaza determinarea distantelor stelelor indepartate. Cefeidele fiind stele gigante, deci stele de mare luminozitate, se observa pana la mari distante.

Importanta teoretica a relatiei perioada-luminozitate deriva din faptul caea constituie o verificare a teoriei pulsdatiei.

Exista un grup de variabile numite W Virginis, care sunt asemanatoare cu cefeidele, dar sunt mai putin stralucitoare facand parte din populatia a doua spre deosebire de cefeidele clasice (Cep) care fac parte din populatia I. Variabilele W Virginis satisfac, de asemenea, o relatie perioada luminozitate.

- Variabilele tip RR Lyrae. Acestea au o variatie asemanatoare cu cefeidele, dar au periode mai scurte, in general sub o zi (majoritatea au perioada in jur de 0,5 zile).

- Variabilele lung periodice (tip Mira Ceti). Au perioade de variatie situate aproximativ intre 170 si 1300 de zile. Aceste variabile sunt stele supergigante de clase spectrale tarzii. Amplitudinea de variatie a stralucirii este mare: de cateva magnitudini stelare.

Mai exista si alte tipuri de variabile pulsante, printre care mentionam: variabilele tip beta Cephei (sau tip beta Canis Majoris) cu o amplitudine mica a variatiei de lumina si variabilele semiregulate de tipurile RV Tauri si Cephei, la care perioada si forma curbei de lumina variaza (chiar de la un ciclu la altul).

2. Stele variabile eruptive. La aceste stele, variatia stralucirii aparente se explica prin eruptia materiei din invelisurile superficiale ale stelei. Uneori aceasta eruptie poate lua forma unei explozii grandioase prin care invelisurile stelei sun expulzate in spatiu. Principalele tipuri de variabile eruptive (din punctul de vedere al evolutiei stelare) sunt novele si supernovele.

- Stelele nove. In fazele tarzii de evolutie, unele stele sufera explozii puternice, prin care invelisurile de la suprafata stelei sunt expulzate in spatiu. O asemenea explozie are consecinte catastrofale pentru stea, care nu mai poate reveni, dupa explozie, la starea anterioara de echilibru. In timpul exploziei luminozitatea creste de zeci de mii-sute de mii de ori. Exista nove la care s-au observat doua sau mai multe eruptii numite nove recurente. Printr-o explozie de nova se elibereaza o energie de 1038-1039 J, iar materia expulzata in spatiu se imprastie cu viteze de ordinul a 1000km/s. Intre explozii o nova se prezinta ca o stea pitica albastra (stea fierbinte, dar de mica luminozitate, fiind pitica; inainte de explozie steaua nu este "remarcata", fiind observata numai in timpul exploziei, de unde si denumirea - improprie - de nova). Dupa una sau mai multe explozii steaua se transforma intr-o pitica alba. Observatiile arata adesea ca novele sunt componente ale unor sisteme binare stranse ( ex. N Her 1934).

In prezent se cunosc peste 300 de nove, din care aproximativ 150 se gasesc in Galaxia noastra si peste 100 in galaxia din Andromeda. Cele sapte nove recurente cunoscute au produs vreo 20 de explozii. Energia eliberata printr-o exoplozie de nova este comparabila cu energia radiata de Soare in 104-105 ani. O asemenea explozie expulzeaza un invelis stelar superficial cu masa de 10-4 - 10-5 mase solare. Dupa explozie din acest invelis se formeaza o nebuloasa in jurul novei.

- Stelele supernove. Sunt stele variabile explozive asemanatoare novelor, dar explozia are un caracter mult mai violent si nu se mai repeta. In timpul exploziei magnitudinea aparenta scade cu aproape 20m, adica luminozitatea creste de circa 108 ori. Fenomenul de supernova este rar, el apare odata la 350-400 de ani intr-o galaxie. Asemenea explozii pot suferi, in stadiile tarzii de evolutie, stelele cu masa initiala mare. Dupa explozie nucleul stelar se transforma intr-o stea neutronica sau intr-o gaura neagra (gaurile negre sunt obiecte in colaps gravitational - prabusire gravitationala - aceasta fiind o contractie gravitationala violenta a nucleului stelar). In Galaxia noastra o explozie remarcabila de acest fel a avut loc, dupa cronicile chineze, in anul 1054. Resturile ei se observa astazi sub forma unei nebuloase in expansiune cu viteza de 1000 km/s, cunoscuta sub numele de nebuloasa Crabul in constelatia Taurul. In centrul nebuloasei s-a descoperit un pulsar, adica o stea neutronica.

Energia unei explozii de supernova este fantastica, de ordinul 1041 - 1042 J, de aceea asemenea explozii se pot observa si in alte galaxii. Pana in prezent s-au observat vreo 60 de supernove in alte galaxii, uneori stralucirea exploziei fiind comparabila cu stralucirea galaxiei in care se produce.

Dintre supernovele cunoscute (observate) in Galaxia noastra, pe langa supernova care a produs nebuloasa Crabul, mai mentionez novele din 1572, observata de Tycho Brahe (in constelatia Cassiopeia) si din 1604 observata de Kepler (in constelatia Ophiucus).

Din clasa eruptivelor mai fac parte stelele variabile de tip RW Aurigae, cu o variatie foarte neregulata a stralucirii; stelele T Tauri - variabile neregulate de tip spectral tarziu si stelele de tip UV Ceti, variabile pitice de tipul spactral M, cu linii de emisie in spectru si cu eruptii sporadice de stralucire de scurta durata (cateva minute), dar de mare amplitudine. Ultimele se numesc stele cu eruptii.

Nucleele stelare cu nebuloase planetare. Unele stele sunt inconjurate de nebuloase care au aspectul unui disc planetar (nebuloase planetare). Steaua centrala (nucleul nebuloasei) este o stea fierbinte de tip Wolf-Rayet. Nebuloasa (prezentand aparenta unui inel gazos) este in expansiune cu viteze de zeci de km/s. Se considera ca ea s-a format prin expulzarea unui invelis exterior al stelei. Teoria actuala a evolutiei stelare sugereaza ca nucleele stelare cu nebuloasa planetara reprezinta o etapa evolutiva spre stadiul de stea pitica alba.


PULSARII

In anul 1967 la Cambridge (Anglia) au fost descoperite cateva surse cosmice, care emiteau in domeniul undelor radio impulsuri scurte, riguros periodice, cu perioade de ordinul fractiunilor de secunda, care au fost numite pulsari. Pana in prezent s-au descoperit circa 350 pulsari cu perioadele cuprinse intre 0s,015 si 4s,3. Cea mai mare parte a energiei revine fazei de impuls, care reprezinta numai cateva procente din durata perioadei. Observatiile au aratat ca si in alte domenii ale spectrului (optic, Roentgen, gama) emisia se face sub forma de impulsuri, cu aceeasi perioada. Polarizarea radiatiei in diferite domenii spectrale si cresterea intensitatii ei cu lungimea de unda, arata ca radiatia pulsarilor nu este de natura termica.

Determinarile de distanta pentru diferiti pulsari arata ca ei sunt situati intre sute de parseci si zeci de mii de parseci, fiind obiecte galactice (relativ apropiate).

Se considera, pe baza datelor de observatie, ca pulsarii sunt stele neutronice in rotatie rapida, in prezenta unui puternic camp magnetic (Gold). Axa magnetica a campului dipolar (1012 Gs) este inclinata pe axa de rotatie, iar radiatia sub forma de impulsuri este emisa de zone (pete) fierbinti din vecinatatea axei magnetice, printr-un mecanism de far.

Luminozitatea integrala a pulsarilor poate depasi pa cea solara cu 1-2 ordine de marime, cea mai mare parte a radiatiei fiind emisa la frecvente mari (raze X si gama). In diferite domenii spectrale sunt sugerate diferite mecanisme de emisie: emisie coerenta, radiatia sincrotronica, imprastiere Compton inversa.

Observatiile arata ca perioada unui pulsar creste cu timpul, fapt explicat prin fenomenul de franare magnetica.

Un pulsar remarcabil este pulsarul NP 0532 care coincide cu steaua centrala din nebuloasa Crabul. Legatura fizica dintre cele doua obiecte indica relatia genetica dintre pulsari (stele neutronice) si ramasitele de supernova. La sfarsitul evolutiei stelare, dupa epuizarea rezervelor de energie termonucleara ale unei stele de masa mare, se produce explozia de supernova, care expulzeaza in spatiu invelisurile superficiale ale stelei. Aceasta explozie este legata de implozia rapida (colaps gravitational) a nucleului, care se transforma intr-o stea neutronica.

Varstele pulsarilor sunt cuprinse intre 103 si 109 ani.

La unii pulsari (pulsarul din nebuloasa Crabul, pulsarul PSR 1641-45 din Velele) s-au observat descresteri bruste ale perioadei (glitches), explicate prin seisme produse in invelisul solid al stelei neutronice (crusta). Fenomenul este cunoscut sub numele de cutremur stelar.

Distributia spatiala a pulsarilor indica o mare concentrare a acestora spre planul ecuatorial galactic. Stelele neutronice au densitati de ordinul 1017-1018 kg/m3, depasindin centru densitatile nucleare.

Pentru stelele neutronice exista o masa limita de circa 2-3 mase solare sub care acestea sunt stabile gravitational. Peste aceasta limita ele intra in colaps gravitational si se transforma in gauri negre. Limita mentionata se numeste limita Oppenheimer-Volkoff.

Cu marele radiotelescop de la Arecibo s-a descoperit in anul 1974 pulsarul PSR 1913+16, care ulterior s-a dovedit a fi componenta a unui sistem binar strans, cu o orbita excentrica, de perioada foarte scurta (7h45m). Cercetarile au aratat ca sistemul binar corespunzator este un adevarat laborator de gravitatie relativista. Ambele componente par a fi stele neutronice, cu mase de circa 1,4 mase solare. Din variatia perioadei pulsarului (0s,059) s-au pus in evidenta numeroase efecte relativiste, dintre care:

- Avansul periastrului cu o viteza unghiulara de 4o,226/an;
- Variatia perioadei orbitale, interpretata ca fiind prima evidenta observationala (astofizica) privind existenta radiatiei gravitationale in Univers.

S-au mai descoperit si alti pulsari - componente ale unor sisteme binare stranse: PSR 0820+02 si PSR 0656+64.

In anul 1982 s-a descoperit "pulsarul de o milisecunda", iar in anii urmatori s-au descoperit alti doi pulsari ultra-rapizi.


SURSE DISCRETE DE RAZE X

Primele observatii in domeniul Roentgen al spectrului s-au efectuat in anul 1948, cu aparatura plasata intr-o racheta verticala, inregistrandu-se radiatia X a Soarelui. S-a demonstrat imediat ca aceasta este generata de cromosfera si coroana ca radiatie de franara, iar fluxul corespunzator este variabil in timp.

In anul 1962 (cu racheta Aerobe) este descoperitasursa Sco X-1, iar pentru explicarea naturii acestei surse in 1967 I.S. Skolovski emite ipoteza ca radiatia X este emisa in procesul de acretie a materiei pe o stea neutronica ce este componenta a unui sistem binar strans.

Cercetarea corpurilor ceresti in radiatie X se dezvolta dupa lansarea satelitilor americani din seria SAS (Small Astronomical Satellites), programul corespunzator e cercetari fiind coordonat de R. Giacconi. Din aceasta serie mentionam satelitii SAS-1 (Uhuru-1970) si SAS-3 (Copernicus-1975). In Rusia cercetarea surselor Roentgen s-a efectuat cu ajutorul satelitilor din seria Prognoz, precum si cu ajutorul satiilor orbitale Saliut-4 si Saliut-7. In anul 1983 a fost lansata statia automata Astron, inzestrata cu un telescop Roentgen cu deschiderea de 60 cm. In 1987 S.U.A. au plasat pe orbita un observator Roentgen, avand un telescop cu deschiderea de 1,2 m (F=10m), numit AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility).

Din cercetarile efectuate au rezultat harti Roentgen detaliate ale cerului, cuprinzand mii de surse. Dupa distributia lor spatiala acestea se impart in surse galactice si surse extragalactice. Sursele galactice de raze X se impart in doua clase mari: surse discrete (sau compacte) si surse extinse. Primele apar ca surse punctiforme, fiind legate de obiecte cu dimensiuni mici (unii cercetatori le numesc stele Roentgen), in timp ce ultimele ocupa zone extinse pe cer, fiind legate de obiecte cu dimensiuni mari: nebuloase, roiuri etc. (o sursa remarcabila de acest tip este nebuloasa Crabul). Numeroase surse extinse sunt ramasite de supernove. Sursele discrete prezinta un interes astrofizic deosebit prin legatura lor cu stelele relativiste (stele neutronica sau gauri negre).

Cand s-a descoperit sursa Sco X-1, rezolutia unghiulara in domeniul Roentgen era foarte slaba, iar luminozitatea ei mare punea problema naturii fizice a acestei surse si a legaturii ei cu vreun obiect cosmic cunoscut. Astfel, identificarea sursei Sco X-1 cu o stea optica s-a putut realiza abia dupa 10 ani de la descoperire, steaua optica si sursa X formand un sistem binar. Observatiile au aratat ca fluxul de radiatie este variabil, atat in domeniul optic, cat si in domeniul X. Rezerva de energie termica a unui asemenea nor de plasma fierbinte este de circa 1029 J. Dupa numeroase observatii s-a ajuns la concluzia ca radiatia X este emisa in procesul de acretie a materiei pe o stea neutronica, componenta a unui sistem binar strans.

Se cunosc peste 100 de surse discrete de raza X, un mare numar din acestea dovedindu-se a fi componente ale unor sisteme binare stranse, pe baza efectului Doppler observat la componenta optica sau pe baza eclipselor inregistrate in radiatia X. Sistemele binare cu o componenta sursa X sunt de doua feluri: sisteme masive si sisteme cu masa mica. La primele acretia materiei de la componenta optica pe steaua neutronica se realizeaza prin vant stelar, iar la ultimele procesul de acretie este conditionat de transferul de materie de la componenta optica in contact cu suprafata critica Roche, spre steaua neutronica (prin punctul langrangean), in jurul careia se formeaza un disc de acretie.

Sursele mentionate mai sus se considera surse stabile, desi obsrvatiile indica, de regula, variatii ale fluxului de radiatie, mai ales in domeniul X. Sursele cu variatie periodica se numesc pulsari Roentgen sau pulsari X (spre deosebire de radiopulsari). Cel mai rapid pulsar X este A 0538-66, iar cel mai lent este 4U 1700-37. Nu pentru toti pulsarii X s-a demonstrat apartenenta la sisteme binare stranse. Exista surse X in sisteme binare la care fluxul de radiatie X are fluctuatii de mica amplitudine, numindu-se fluctuari.

Spre deosebire de sursele stabile, exista surse cu o variatie pronuntata a fluxului de radiatie X. Astfel, la sursele tranziente, fluxul poate creste temporar de peste 104 ori (ex. Cen X-2), intr-o scara mare de timp. Daca amplitudinea este mai mare sursa se numeste nova Roentgen sau nova X. Mai multe nove Roentgen s-au identificat cu nove optice (ex. nova Mon 1975).

O clasa importanta de surse discrete de raze X o formeaza sursele X cu izbucniri (X-ray bursters), caracterizate prin cresterea brusca (aleatorie) a fluxului de radiatie X in cateva secunde si scaderea acestuia la valoarea initiala in zeci de secunde (ex. Cen X-4). Unele din sursele cu izbucniri fac parte din roiurile globulare.

Cercetarea radiatiei X a ramasitelor exploziilor de supernova (Crabul, Velele etc.) permite intelegerea relatiei genetice dintre aceste explozii si stelele neutronice.

La sistemele binare masive acretia se poate produceprin vant stelar. Faptul ca steaua neutronica poseda un camp magnetic intens complica procesul de acretie.

Pentru procesul de acretie esista un mecanism de autoreglare, in sensul ca odata cu cresterea ratei de acretie, creste presiunea de radiatie care tinde sa franeze acretia, incat la o anumita luminozitate critica se stabileste un fel de echilibru. Aceasta luminozitate critics se numeste luminozitatea Eddington. Iar surseloe Cyg X-1, SS 433 si Geminga s-ar putea sa fie gauri negre.



ROIURI SI ASOCIATII STELARE

Roiurile stelare sunt agregate stelare complexe formate din sute, mii, pana la sute de mii de stele care interactioneaza dinamic. Exista doua feluri de roiuri stelare: deschise si globulare. Roiurile deschise contin zeci, sute, uneori mii de stele, densitatea lor stelara este relativ mica, de aceea nu se delimiteaza prea net de fondul stelar galactic, fiind numite si roiuri dispersate. Roiurile globulare cuprind zeci de mii, sute de mii, iar in unele cazuri chiar milioane de stele, densitatea stelara corespunzatoare depasind considerabil pe aceea din campul galactic.

1. Roiuri deschise. Acestea sunt situate in apropierea planului ecuatorului galactic, de aceea se mai numesc si roiuri galactice. Se cunosc peste 800 de roiuri deschise, observate intr-o sfera cu raza de cativa kpc in jurul Soarelui, mai departe neputandu-se observa din cauza efectelor de absorbtie produse de mediul interstelar,care are o densitate relativ marein vecinatatea planului ecuatorial galactic. Se estimeaza ca numarul total al roiurilor deschise din Galaxie este de cateva zeci de mii. Cele mai cunoscute roiuri deaschise sunt: Pleiadele, Hyadele, roiul dublu din Perseu, roiul Praesepe etc.

Dimensiunile roiurilor se deduc din diametrele lor aparente si din distantele corespunzatoare. Diametrele aparente ale roiurilor deschise sunt cuprinse intre cateva sute de minute de arc (Hyade, Antares) si 0',5 (NGC 6846). Diametrele liniare ale roiurilor deschise sunt cuprinse intre 1,5 pc si 15-20 pc, iar magnitudinile lor absolute integrale sunt in jur de -3,5 (variind de la 0 pentru roiurile slabe, pana la -10 pentru cele mai stralucitoare).

Varstele roiurilor se evalueaza cu ajutorul diagramelor culoare-luminozitate.

2. Roiuri globulare. Prezentand o distributie sferica in Galaxie, roiurilr globulare manifesta o mare concentrare spre centrul acesteia. Aceste roiuri poseda o luminozitate mare, de aceea se observa pana la marginile Galaxiei (cuexceptia celor situate in planul ecuatorial galactic, care nu se pot observa din cauza puternicei absorbtii interstelare). Observatiile arata ca roiurile globulare formeaza un halo in jurul Galaxiei, astfel ca pot fi intalnite pana la distante mari de centrul Galaxiei si la distante mari de planul ecuatorial galactic. S-au identificat circa 130 de roiuri globulare in Galaxia noastre, dar se estimeaza ca ar mai exista inca cateva sute care sunt ascunse de nucleul galactic.

Absenta unor paralaxe si (la majoritatea roiurilorglobulare) a unor miscari proprii masurabile, arata ca roiurile globulare se gasesc la distante mari de Soare. Cel mai stralucitor roi globular este omega Centauri, vizibil cu ochiul liber in emisfera sudica, aparand pe cer ca un obiect de magnitudinea a patra. De asemenea, se mai pot observa cu ochiul liber roiurile globulare M 13 (Hercule), 47 Tucanae, M22, M 4 si M 5.

Distantele roiurilor globulare se determina cu ajutorul varibilelor RR Lyrae sau al stelelor stralucitoare. Nucleele acestor roiuri au diametre sub 2 pc, iar in regiunile lor centrale densitatea stelara uneori depaseste de mii de ori pe cea din vecinatatea Soarelui.

Numai la prima vedere aceste roiuri au forma sferica. Observatii meticuloase au aratat ca, in realitate, roiurile globulare au o forma elipsoidala. Cel mai turtit este roiul M 19, pentru care raportul dintre axa mica si axa mare este de 0,4. Turtirea roiurilor globulare se explica prin miscarea de rotatie axiala. Pentru cateva roiuri globulare s-au putut masura miscarile proprii, din acestea si din vitezele radiale obtinandu-se viteze de cateva sute de km/s. Deci roiurile globulare sunt obiecte de mare viteza, ele descriind orbite eliptice in jurul centrului galactic.

Diagramele culoare-luminozitate difera considerabil fata de cele ale roiurilor deschise. Compararea acestora cu traseele de evolutie stelara arata ca stelele din roiurile globulare sunt stele varstnice. Abundenta redusa a elementelor grele in aceste stele arata ca roiurile globulare sunt primeleobiecta care s-au format in Galaxie, in faza de condensare a norului pregalactic. Roiurile globulare au varste de 8-10 miliarde de ani.

In roiurile globulare s-au descoperit mai multe surse de raze X de tip "burster", fapt ce a condus pe unii cercetatori la ipoteza ca in centrele unor asemenea roiuri se gasesc gauri negre masive, iar radiatia X este emisa in procesul de acretie a materiei pe aceste gauri negre.

3. Asociatii stelare. Acestea sunt sisteme de stele in care densitatea stelara a stelelor de un anumit tip este mult mai mare decat densitatea lor medie in campul galactic. Asociatiile stelare au fost descoperite in 1947 de Ambartumian, iar cercetarile efectuate ulterior au aratat ca acestea sunt sisteme stelare complexe, cuprinzand pe langa un mare numar de stele de un anumit tip, roiuri stelare si/sau imense agregate de materie neorganizata (nori de praf si gaz interstelar). Cercetatarea structurii lor este foarte importanta pentru intelegerea evolutiei stelare. Se cunosc doua tipuri de asociatii:

- Asociatii O care contin stele din clasele spectrale timpurii O-B2 (stele tinere) si au dimensiuni de zeci-sute de parseci. In centrul asociatiei O se gaseste unul sau cateva roiuri deschise (continand stele fierbinti O-B2) care formeaza nucleul asociatiei. Uneori nucleul este format din stele O-B2 apropiate, formand lanturi de stele.

- Asociatii T formate din stele T Tauri.

Observatiile arata ca in asociatiile stelare se desfasoara intense procese cosmogonice, membrii asociatiilor fiind fie stele tinere (asociatiile 0), fie stele in curs de formare (asociatiile T).






Copyright 2004 - Toate drepturile rezervate
webmaster - Marilena Ion


trafic ranking