1. Caracteristicile principale ale stelelor

Stelele sunt cele mai numeroase corpuri cereşti care „împodobesc” cerul nocturn. Ele aparsub formă de puncte luminoase strălucitoare de diferite culori. Cu ochiul liber pot fi distinse circa 6000 de stele, iar cu cele mai performante telescoape s-au înregistrat peste 2 miliarde de stele. Mareamajoritate a acestor stele fac parte din Sistemul stelar numit Galaxia noastră, cunoscută sub numelede Calea Lactee, ce reprezintă o fâşie luminoasă pe bolta cerească. Galaxia noastră conţine circa300 miliarde de stele de diferite mărimi: există stele foarte mari, diametrele cărora sunt mai maridecât diametrul Sistemului solar; stele mici, numite pitice albe de mărimea Terrei și mai mici – stelede neutroni cu diametrul de circa 20 km. Au fost înregistrate şi alte galaxii (mai mult de 100milioane) formate şi ele din miliarde de stele (fig. 52).

Stelele reprezintă corpuri cereşti care radiază lumina proprie, la fel ca şi Soarele, – o stea demărime medie, cea mai apropiată de Pământ. Stelele, care sunt vizibile cu ochiul liber, secaracterizează prin strălucire aparentă, culoare şi distanţele unghiulare dintre ele.

Deoarece stelele se află la distanţe enorme de la Pământ, discul lor nu poate fi distins niciprin cele mai puternice telescoape. Încă în antichitate se credea că stelele sunt fixate pe boltacerească din cauză că distanţele unghiulare aparente dintre ele nu se schimbă în timp.

În funcţie de strălucirea stelelor, încă din antichitate ele au fost clasificate în 6 clase demărimea, care se numeşte magnitudine aparentă (m). Astfel, celei mai luminoase stele i s-aatribuit magnitudinea 1, iar celei mai slab luminoase, abia vizibile cu ochiul liber - magnitudinea 6.

Fig. 52. Galaxia AndromedaSursa: http:// diverseastronimie.blogspot.com/2012/04/milky-waysau-calea-lactee.html

Această clasificare a fost păstrată şi în prezent paralel cu scara strălucirii ce caracterizeazăiluminarea produsă de stea pe o suprafaţă normală la razele incidente. Iluminarea se exprimă înunităţi speciale numite „magnitudini aparente” care se notează cu simbolul m.

S-a convenit că stelele de magnitudinea aparentă 1m produc o iluminare (fluxul total delumină incident pe unitatea de suprafaţă. Unitatea de iluminare în SI este W/m2) de 100 ori maimare decât stelele de magnitudinea 6m. Astfel, dacă notăm prin x raportul iluminărilor produse dedouă stele cu diferenţa de 1m, atunci pentru diferenţa de 5 magnitudini obţinem x5 = 100, de unde x= 2,512. Pentru două stele cu magnitudinile aparente m1 şi m2 şi iluminările Em1 şi Em2 avem:

Em1 / Em2 = 2,512 (m2 – m1), sau lg (Em1 / Em2) = 0,4 (m2 – m1) (1)Din aceste relaţii reiese că magnitudinile aparente pot avea valori pozitive, negative,

fracţionare şi chiar zero. Cele mai strălucitoare stele au magnitudini aparente negative. De exemplu,Soarele are magnitudinea aparentă – 26,8m, Luna plină – 12,5m, iar cea mai strălucitoare stea –

Sirius are magnitudinea aparentă – 1.58m.Magnitudinea aparentă se măsoară cu ajutorul fotometrului. Metodele moderne de observare

permit măsurarea magnitudinilor cu mare precizie. Cele mai slabe stele, observate cu telescopulHubble, au magnitudinea aparentă de +30m, iar cu telescopul Overwhelmingly Large Telescope –+38m.

Magnitudinea aparentă variază în funcţie de distanţa până la stele, care poate fi determinată(vezi cap. II) măsurând paralaxa anuală a acestora. Dacă stelele se află la o depărtare mare, atuncipentru aflarea distanţelor până la ele se aplică alte metode. Diferite stele radiază energie diferită,deoarece ele se află la distanţe diferite. Astfel, o stea mai mică dar mai apropiată strălucește maiintens decât o stea mai mare, dar mai îndepărtată. Fluxurile de energie emise de două stele ar puteafi evaluate, dacă iluminările produse de ele ar fi raportate la una şi aceeaşi distanţă. S-a convenit căasemenea distanţă să fie egală cu 10 pc.

Magnitudinea aparentă a unei stele aflată la distanţa de 10 pc se numeşte magnitudineabsolută (M) a acesteia.

Să stabilim legătura dintre magnitudinea aparentă şi cea absolută. Fie E - iluminarea produsăde o stea care are magnitudinea aparentă m şi se află la distanţa D (pc) de observator. Aceeaşi stea ladistanţa de 10 pc ar avea magnitudinea absolută M și iluminarea (produsă de ea) – E 0. Atunci,ţinând cont că iluminarea este invers proporţională cu pătratul distanţei la sursă, adică E/E0 = 102/D2 , din formula (1), obţinem:

lg (100 / D2) = 0,4 (M - m),de unde M = m + 5 – 5 lg D (2)

În relaţia (2) nu se ţine cont de absorbţia radiaţiei de către praful interstelar, estimarea căreiaeste foarte dificilă.

Să calculăm acum magnitudinea absolută a Soarelui, ştiind că magnitudinea aparentă aacestuia este -26,8m, iar distanţa la Soare exprimată în parseci este D = 1 u.a. = 1 / 206 265 pc.

Din formula (2) obţinem (magnitudinea absolută a Soarelui):M = -26,8m + 5m + 26,6m = +4,8m,

adică Soarele de la distanţa de 10 pc ar fi fost observat ca o stea slab strălucitoare.Magnitudinea absolută pentru stelele pitice poate atinge valori de până la +17m, iar pentru

cele gigante – de până la – 9m.O caracteristică importantă a stelelor este luminozitatea lor care reprezintă energia radiată

de stele într-o unitate de timp în toate direcţiile (L). Unitatea de luminozitate în SI este J/S sau W.Dacă o stea are luminozitatea L şi magnitudinea absolută M, iar Soarele – luminozitatea Ls şimagnitudinea absolută Ms, atunci, aplicând formula (1) ( în care Em1 şi Em2 sunt înlocuite cu L şi Ls,iar m1 și m2 - prin M şi Ms), obţinem

lg (L /Ls) = 0,4 (Ms - M) (3)Dacă în (3) vom considera L = 1, atunci luminozitatea unei stele se va exprima în

sluminozităţi solare din relaţia:lg L = 0,4 (Ms - M), unde Ms = + 4,8m.

Stelele luminozitatea cărora atinge valori foarte mari sunt numite stele supergigante. Astfel,diametrul supergigantelor Betelgeuse (α din Orion) sau Antares (α din Scorpionul) este de sute deori mai mare decât diametrul Soarelui.

Problema rezolvată:

Problemă: Să se calculeze distanţa de la Pământ până la steaua Deneb (α Lebăda), ştiind cămagnitudinea ei aparentă este +1,3, iar cea absolută este -5,2.

Se dă:m = +1,3M= - 5,2

Întrebare:D - ?

Rezolvare:Aplicăm relaţia ce exprimă legătură între magnitudinea aparentă a astrului şi cea absolută a

acestuia. Atunci:M = m + 5 – 5lg D, unde distanţa D se exprimă în parseci.

m − M + 5 m − M

De aici, lgD=m−M +5

5=

m−M5

+1 .

Numeric, lgD=1,3+5,2

5+1=2,3 , de unde D = 200 pc = 652 a.l.

Răspuns:D = 200 pc = 652 a.l.

Întrebări şi probleme

1. Explicaţi de ce nu pot fi văzute stelele ziua? Unde şi în ce mod pot fi observate steleleziua?

2. Care este deosebirea dintre magnitudinea aparentă şi cea absolută a unei stele?3. Ce reprezintă luminozitatea unei slele?4. De câte ori Soarele este mai strălucitor decât steaua Shaula (λ Scorpion), dacă Soarele are

magnitudinea aparentă egală cu - 26,8m, iar steaua Shaula - +1,62m?5. Determinaţi valoarea luminozităţii stelei Rigel (β Orion), dacă magnitudinea ei aparentă

este +0,18, iar distanţa până la ea este de 773 ani-lumină.6. Calculaţi în câţi ani vom ajunge la steaua Aldebaran (α Taurul), dacă vom călători cu

viteza de 50 km/s (datele necesare sunt indicate în anexe).7. Să se calculeze magnitudinea absolută a stelei Vega (α Lira), dacă paralaxa ei este egală

cu 0’’,129, iar magnitudinea aparentă este + 0,03.

2. Spectre stelare. Culoarea, temperatura şi spectrul stelelor. Clasificarea spectrală astelelor

Stelele se deosebesc prin strălucire şi culoare. Strălucirea stelelor depinde de dimensiunileacestora şi distanţa la care se află, iar culoarea - de temperatura lor.

Cele mai fierbinţi sunt stelele albastre, având temperatura de circa 30 000 K, de exempluSpica (constelaţia Fecioară). Urmează stelele albe cu o temperatură de circă 10 000 K, de exempluVega (constelaţia Lira), Altair (constelaţia Vulturul), sau Sirius (constelaţia Câinele Mare) – cea maistrălucitoare stea pe cer, vizibilă iarna (fig. 53). Mai reci sunt stelele galbene, portocalii,temperatura cărora atinge valori de circă 6 000 K, din care face parte şi Soarele, sau Capella(constelaţia Vizitiul).

Cele mai reci, cu temperatura de circa 3 000 K, sunt stelele roşii, de exemplu Betelgeuse(constelaţia Orion) (fig. 54), Aldebaran (constelaţia Taurul) – vizibile iarna, sau Antares (constelaţiaScorpionul) – vizibilă vara.

La un număr relativ mic de stele s-a înregistrat temperatura de circă 100 000 K.Asemenea unui corp încălzit; temperatura stelelor determină culoarea lor, ceea ce permite

determinarea temperaturii stelelor după repartizarea energiei în spectrul lor. Spectrele stelelor, deobicei, este continuu intersectat de linii de absorbţie. Stelele au fost repartizate în funcţie despectrele lor în aşa numite clase spectrale după temperatura fiecăreia, notate cu litere din alfabetullatin (de la cea mai fierbinte la cea mai rece stea):

R – N |

W – O – B – A – F – G – K – M | S

Fiecare clasă spectrală este divizată în 10 subclase, notate cu cifre de la 0 la 9; de exemplu,O1, O2, ..., BO, B2, etc. Astfel, Soarele aparţine clasei spectrale G și subclasei 2, adică G2.

Fig. 53. SiriusSursa: http://2.bp.blogspot.com/2010/05/misterul-sirius.html

În spectrele stelelor (celor mai fierbinţi ) albastre cele mai intense linii sunt cele ale heliuluineutru. Linii intense de hidrogen sunt detectate în spectrele stelelor albe de clasa A, iar în spectrelestelelor galbene de clasa G predomină liniile metalelor: fier, calciu, natriu etc. (de exempluspectrului Soarelui). În spectrul stelelor roşii (a celor mai „reci”), care fac parte din clasa spectralăM, se observă benzi de absorbţie ale moleculelor biatomice ale oxidului de titan, oxidului de carbonşi altor compuşi biatomici.

Fig. 54. BetelgeuseSursa: www.spacetelescope.org/images/opo9604b/

Stelele din clasa W, numite stele Wolf-Rayet, sunt stele extrem de masive și foarte fierbinţi(cu temperaturi de circa 100 000 K) în spectrele cărora predomină liniile heliului neutru.

În spectrele stelelor din clasa R (galben închis) sunt prezente benzi de absorbţie a oxiduluide titan, iar în spectrele stelelor din clasa N (roșii-rubinii) - benzi moleculare de CN, CH și CO.Stelele din clasa S sunt gigantice reci (cu temperaturi de 3 000 K).

Analizând spectrele stelelor poate fi determinată nu numai compoziţia chimică a atmosfereilor dar şi existenţa câmpului magnetic, poate fi aflată perioada de rotaţie a stelei în jurul axeiproprii, viteza radială, presiunea, ş.a. Spectrele stelelor sunt foarte variate (pentru diferite stele), darstudiul lor a demonstrat că în atmosfera tuturor stelelor predomină hidrogenul şi heliul.

Astronomul danez Hertzspung şi astronomul american Russel au stabilit o dependenţă dintrespectrul şi luminozitatea stelei, adică dintre temperatura şi strălucirea ei. Această dependenţă a fostnumită diagrama spectru – luminozitate, sau diagrama Hertzspung-Russel (H-R), una din axelecăreia constituie clasa spectrală (sau temperatura) stelei, iar alta - luminozitatea (sau magnitudineaabsolută) a acesteia (anexa 5).

Diagrama H-R stabileşte o dependenţă între caracteristicele stelelor şi arată că există grupuride stele care posedă proprietăţi fizice asemănătoare. Partea de sus a diagramei este ocupată destelele fierbinţi, gigante şi supergigante, iar stelele cele mai „reci” şi cele pitice se află în partea dejos a diagramei. Cele mai multe stele sunt poziţionate pe o diagonală care uneşte colţul stâng de suscu cel drept de jos, numită secvenţa principală. În diagramă se observă şi alte secvenţe, numiteclase de luminozitate, care indică dependenţa luminozităţii stelelor de temperatura lor. Secvenţeleîn diagramă sunt notate cu cifre romane (de la I la VII). Astfel, stelele sunt caracterizate de doiparametri: clasa spectrală sau temperatura şi clasa de luminozitate. Soarele, de exemplu, se află pesecvenţa principală cu clasa de luminozitate V, deci, spectrul acestuia se notează cu G2V.

Întrebări şi probleme

1. De ce depinde strălucirea şi culoarea stelelor?2. Numiţi clasele spectrale ale stelelor. Cum sunt divizate aceste clase?3. Care elemente chimice predomină în atmosfera stelelor? Cum au fost depistate?4. Ce reprezintă diagrama H-R? Indicaţi poziţia Soarelui pe această diagramă.5. Folosind diagrama H-R, estimaţi temperatura stelelor: Algol (β Perseu), Vega (α Lira),

Castor (α din Gemenii), Rigel (β Orion) şi Spica (α Fecioara).6. Numiţi parametrii stelelor care pot fi determinaţi prin analiza spectrală.7. Folosind anexa 2, numiţi culoarea fiecărei stele din aceasta după clasa lor spectrală8. Care stele au temperatura mai înaltă: cele albastre sau cele roşii?

3. Stelele duble. Determinarea maselor stelare

Un ansamblu de două stele, care gravitează în jurul unui centru de masă comun, distanţaunghiulară dintre care este foarte mică, se numeşte stea dublă. Pot fi observate şi sisteme alcătuitedin mai multe stele – aşa numitele stele multiple. În cazul când cele două stele, care formeazăsteaua dublă se află la distanţe foarte mari una de altă, fiind proiectate întâmplător pe sfera cereascăîn aşa mod, ele se numesc stele duble optice. Dacă, însă, cele două stele formează un sistemdinamic, legate prin forţe gravitaţionale şi se rotesc în jurul unui centru comun de masă, atunci elesunt numite stele duble fizice.

Stelele duble fizice se impart în stele duble spectrale, stele duble vizuale și stele dublefotometrice.

Stelele duble vizuale sunt stelele duble fizice componentele cărora sunt observate separatprin telescop (fig. 55). Perioadele de rotaţie a stelelor duble vizuale sunt diferite: de la câţiva anipână la sute de ani. De exemplu, steaua α din Centaur (cea mai apropiată stea de Soare) este o steadublă vizuală cu perioadă de revoluţie a componentelor ei de 79 ani.

Componentele unui sistem dublu fizic se mişcă pe orbite eliptice în jurul centrului comun demasă conform legilor lui Kepler. Astfel, prin aplicarea legii a treia generalizată a lui Kepler lamişcarea unui sistem dublu putem determina masa stelelor, ştiind distanţa până la stelelecomponente.

În acest scop se compară mişcarea de revoluţie a stelelor duble vizuale cu mişcarea derevoluţie a Pământului în jurul Soarelui. Deoarece perioada derevoluţie a Pământului este de 1 an,

iar semiaxa mare a orbitei terestre este de 1 u.a., atunci, neglijind masa Pământului în comparaţie cumasa Soarelui, conform legii a treia a lui Kepler, obţinem:

m1 + m2 = a3 / T2 (1)Aici, m1 şi m2 sunt masele componentelor perechii de stele, T - perioada de revoluţie a

perechii în ani, iar a – semiaxa mare a orbitei stelei-satelit (în u.a.).Dacă masele stelelor din sistem sunt comparabile și centrul de masă se află între stele,

atunci:m1 + m2 = a2 / a1, (2)

unde a1 și a2 sunt distanţele componentelor sistemului dublu de la centrul comun al maselor.

Fig. 55. Telescopul britanic amplasat inHawaii a fotografiat patru perechi de stele

Sursa: http://image.stirileprotv.ro/media/images/extra/Jul2012/60597468.jpg

Din sistemul de ecuaţii (1) şi (2) se determină masele m1 și m2 celor două stele din sistemuldublu (a stelei principale și a satelitului).

Masele stelelor, determinate prin modul descris, sunt cuprinse aproximativ între 0,1 şi 100mase solare. De obicei, stelele au mase de ordinul a cinci mase solare (și mai mici). Foarte rar seîntâlnesc stele enorm de masive. De exemplu, dintre acestea pot fi evidenţiate stelele: VV Cerpheicu masa da 100 mase solare, LBV 1806-20 cu masa de 130 mase solare şi Pistol – de 150 masesolare (fig. 56).

Fig. 56. Steaua PistolSursa: http:// mediadek.weebly.com/despre-spa355iu.html

Masa este cea mai importantă proprietate a unei stele; ea determină dimensiunile,luminozitatea şi evoluţia acesteia.

Sursa de energie pe care o radiază stelele este asigurată de reacţiile termonucleare detransformare a hidrogenului în heliu care au loc în interiorul lor.

Reacţiile termonucleare se desfăşoară la temperaturi înalte (de milioane de grade Celsius),care pot fi atinse numai dacă stelele dispun de mase destul de mari şi astfel este posibil procesul desinteză a diferitor elemente chimice din hidrogen. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât energiaradiată este şi ea mai mare.

Stelele duble spectrale sunt stelele, componentele cărora fiind foarte aproape una de alta,mişcarea lor orbitală poate fi determinată numai după deplasarea liniilor spectrale în spectrul lor.Deplasarea liniilor spectrale are loc atunci când una din componente se apropie sau se îndepărteazăfaţă de observator datorită efectului Doppler.

Deplasarea liniilor spectrale în spectrul stelelor duble spectrale permite determinarea vitezeiradiale a componentelor şi parametrelor orbitelor acestora. Perioada de variaţie a poziţiilor liniilorspectrale este egală cu perioada de revoluţie a stelelor sistemului dublu.

Există stele duble fizice, a căror componente nu se văd separat la telescop, iar planulorbitelor lor practic coincide cu raza vizuală. Ca urmare, observatorul terestru va vedea variaţiaperiodică a strălucirii stelei duble, deoarece, în aceste condiţii, se petrece eclipsarea periodică a uneistele a sistemului de către cealaltă. Asemenea stele sunt numite stele duble fotometrice sau stelevariabile cu eclipsă. În acest caz steaua, care are cea mai mare luminozitate va fi steaua principală,iar cea cu luminozitatea mai mică va fi satelit. Exemplu tipic de asemenea stele este steaua Algol (βdin Perseu), care constă dintr-o stea gigantă roşie şi o altă stea cu perioadă de variaţie a strălucirii de70 ore. Dependenţa magnitudinii aparente a unei astfel de stele de timp reprezintă curba destrălucire a stelei (fig. 57), prin intermediul căreia pot fi determinate luminozităţile şi dimensiunilestelelor componente ale sistemului binar.

Fig. 57. Variația strălucirii aparentea stelei β din Lira și schema mișcării satelitului

Sursa: Voronţov-Veliaminov, manual [1]

Stelele duble sunt foarte variate, componentele lor pot avea atât carateristici comune, cât şiproprietăţi diferite. Studiind interacţiunea dintre ele, pot fi determinate nu numai masele, dar şiorbitele lor şi diferite proprietăţi ale acestora.

Cauza existenţei stelelor duble nu este elucidată complet. Potrivit unei ipoteze ele s-ar fiformat princaptarea gravitaţională, adică dacă două stele s-au aflat nu departe (în sens cosmic!) unade alta, atunci, datorită forţelor de atracţie reciprocă ele s-au apropiat, formând un sistem dublu.Altă ipoteză, care explică formarea stelelor multiple, în general, se bazează pe fenomenul divizăriinorului molecular în procesul formării stelelor.

Problema rezolvată

Problemă:Să se calculeze masa stelei duble α Centaurul, dacă paralaxa anuală a acesteia este de 0’’,75

perioadă de revoluţie de 79 de ani, iar semiaxa mare a orbitei (aparente) este vizibilă sub unghiul de17'',6.

Se dă:T = 79 aniπ = 0’’,75α =17’’,6

Întrebare:m1 + m2 = ?

Rezolvare:Conform legii III a lui Kepler, m1 + m2 = a3 : T2, unde m1 și m2 sunt masele componentelor

stelei duble α Centaurul, iar a - semiaxa mare a orbitei stelei (în u.a.).

Deoarece, a = α / π (α și π sunt exprimate în secunde de arc), atunci, m1+m2=a3

π3T 2 ,

unde m1 şi m2 sunt exprimate în mase solare.Numeric,

m1 + m2 = (17’’,6 / 0’’,75)3 • 1 / (79)2 = 12 928,235 / 6 241 = 2,07.

Răspuns:Masa stelei duble α Centaurul este egală aproximativ cu 2,07 mase solare.

Întrebări şi probleme

1. Care este deosebirea dintre stelele duble optice şi stelele duble fizice?2. În care categorii se împart stelele duble fizice?3. Prin ce se deosebesc stelele duble vizuale de stelele duble fotometrice?4. Enumeraţi câteva stele care posedă masa de 100 şi mai multe mase solare.5. Explicaţi în ce constă importanţa masei pentru o stea.6. Prin ce se caracterizează stelele duble spectrale?7. Determinaţi masa sumară a stelei duble Procyon (α din Câinele Mic), dacă perioada de

revoluţie a satelitului ei în jurul stelei principale este de 39 de ani, iar semiaxa mare a orbitei este de13,0 u.a.

8. Semiaxa mare a orbitei aparente a stelei duble α Centaurul este vizibilă sub unghiul de17’’,65, iar paralaxa stelei este de 0’’,75. De câte ori semiaxa mare a orbitei acesteia este mai maredecât distanţa de la Pământ la Soare?

4. Stelele variabile

Dacă strălucirea stelelor variază în timp, atunci aşa stele se numesc stele variabile.Actualmente sunt înregistrate circa 40 000 de stele variabile. Variaţia strălucirii acestor stele are locdatorită proceselor fizice care au loc în interiorul şi în atmosfera lor. Dimensiunile stelelor variabilese schimbă periodic sub forma unor pulsaţii. Caracteristica principală a stelei variabile este curbade lumină, adică dependenţa magnitudinii (strălucirii) de timp. Stelele variabile se împart în maimulte categorii: stele variabile periodice, stele variabile pulsatorii, stele variabile haotice, steleeruptive, etc.

Stelele variabile pulsatorii se caracterizează prin variaţia strălucirii lor, cauzată de

contracţia şi dilatarea (adică variaţia razei) periodică a stelei. Din acestea fac parte cefeidele şimiridele.

Cefeidele sunt stele gigante, denumirea cărora provine de la steaua δ din Cefeu,reprezentanta clasică a acestor stele.

Ele se evidenţiază prin forma specifică a curbei de strălucire (fig. 58) şi fac parte din claselespectrale F şi G. Variaţia magnitudinii cefeidelor are loc datorită variaţiei temperaturii atmosfereilor, care se manifestă prin schimbarea spectrului şi luminozităţii acestora. Deplasarea periodică aliniilor spectrale în spectrul cefeidelor arată că vitezele radiale şi raza acestora variază periodic.

Cefeidele clasice (de tipul δ Cefeu) sunt relativ tinere şi stele supergigante, luminozitateacărora depinde de perioada lor. De exemplu, luminozitatea cefeidelor cu perioada de circa 50 zileeste de 10 000 ori mai mare ca a Soarelui. Există, însă, şi cefeide care au o vârstă mai mare cudimensiuni mai mici şi strălucire mai slabă, numite stele variabile de tipul w Fecioara cu perioadecuprinse de la 2 la 40 de zile.

Din categoria stelelor variabile pulsatorii fac parte şi stelele de tipul RR Lira sau liridele,care sunt stele de o vârstă foarte mare din Galaxia noastră cu perioade scurte, cuprinse între 0,2 şi1,2 zile. Liridele sunt stele din clasa spectrală A cu o strălucire de 100 de ori mai mare decât aSoarelui.

Alt tip de stele variabile pulsante sunt miridele (de tipul Mira Ceti); stele supergigante cuperioade foarte lungi – de la 70 la 1 300 zile, luminozitatea cărora se schimbă foarte lent.

Fig. 58. Curbe ce reprezintă strălucirea,viteza radială și temperatura cefeidelor.Sursa: Voronţov-Veliaminov, manual [1]

Stelele variabile eruptive sunt stele în procesul de transformare, tinere. Nefiind stabile,strălucirea lor variază haotic cu amplitudini care cresc rapid în timpul erupţiilor. Cele mainumeroase stele de acest tip sunt stelele de tipul T Taurul şi de tipul UV Balena. Stelele de tipul TTaurul aparţin claselor spectrale F-M, sunt stele pitice, care se află în stadiul de contracţiegravitaţională. Stelele de tipul UV Balena sunt deasemenea stele pitice, aparţin claselor spectrale Kşi M, iar strălucirea lor creşte extrem de brusc în timpul erupţiilor.

Dintre cele mai interesante şi misterioase tipuri de stele variabile eruptive sunt novele şisupernovele. Erupţia novei are loc pe neaşteptate, urmată de creşterea bruscă a luminozităţii de zecişi sute de mii de ori în decurs de câteva zile şi modificarea magnitudinii aparente cu 10 – 20 unităţi.În timpul exploziei novelor materia din învelișul de la suprafaţa stelei este expulzată în spaţiu cu

viteză de ordinul 1 000 km/s şi se eliberează o energie comparabilă cu energia radiată de Soare întimp de 10 000 – 100 000 de ani. După explozie în jurul novei se formează o nebuloasă din învelişulei, iar steaua se transformă într-o pitică albă (după una sau mai multe explozii). Actualmente, suntcunoscute peste 300 de nove, dintre care circa 150 se află în Galaxia noastră, iar peste 100 - îngalaxia Andromeda. Conform observaţiilor, novele sunt componente ale unor sisteme binarecompacte, de exemplu sistemul β Lira. Schimbul de substanţă între stelele sistemului binar este şicauza exploziei novelor.

Supernovele sunt stele cu masa mai mare decât 8 mase solare, care explodează asemeneanovelor, dar mult mai violent şi explozia nu se mai repetă. Asemenea erupţii au loc în faza finală aevoluţiei stelelor cu mase iniţiale mari, însoţite de degajarea unor cantităţii enorme de energie (deordinul 1041 - 1042 J), aproximativ cât radiază Soarele pe durata existenţei sale.

Erupţia supernovelor durează, de obicei, câteva sute de zile şi se produc extrem de rar – odată la 350 – 400 de ani într-o galaxie. În timpul exploziei luminozitatea creşte de circa 100 demilioane de ori şi depășește chiar şi luminozitatea galaxiei din care face parte supernova. Dupăerupţie supernovele se transformă în stele neutronice sau într-o gaură neagră, care reprezintăobiecte aflate în procesul de colaps gravitaţional (contracţie gravitaţională catastrofală).

Până în prezent au fost înregistrate circa 500 de supernove. Cea mai faimoasă explozie asupernovei a fost observată în anul 1054 (conform cronicilor chineze), iar resturile ei sunt observateşi actualmente sub forma nebuloasei gazoase Crabul ( din constelaţia Taurul) – unul din cele mairemarcabile obiecte ale Universului. Această nebuloasă se află în expansiune (se dilată) cu viteza de1 000 km/s (fig. 59) şi este una din cele mai puternice surse de radiaţie radio şi de raze Roentgen.

Fig. 59. Nebuloasa gazoasă CrabulSursa: http://nebuloasacrabului.blogspot.com

Întrebări şi probleme

1. Care stele se numesc stele variabile? Prin ce se caracterizează acestea?2. Cum se clasifică stelele variabile?3. Comparaţi perioadele şi strălucirile liridelor şi a miridelor.4. Caracterizaţi stelele variabile eruptive. Ce tipuri de stele variabile eruptive cunoaşteţi?5. Ce se întâmplă în timpul erupţiei novelor? Care este cauza acestei erupţii?6. În ce constă deosebirea dintre nove şi supernove? Cum evoluţionează supernovele după

erupţie?7. Fotografiaţi una şi aceeaşi regiune a cerului înstelat în diferite momente de timp de câteva

ori. Comparaţi fotografiile şi găsiţi stele variabile pe aceste fotografii.

8. De câte ori creşte strălucirea unei nove a cărei magnitudine scade cu 14m?

5. Evoluţia stelelor

Fiecare stea provine dintr-un nor molecular foarte rarefiat şi foarte rece în care se formeazăaşa numite globule, de obicei, de mărimea Sistemului solar cu o masă de cel puţin 200 ori mai maredecât cea a Soarelui. Globulele se formează în rezultatul contracţiei gravitaţionale a materiei, şi, caurmare a acesteia devin mai dense şi mai calde (deoarece energia gravitaţională trece în energietermică) şi se transformă în protostele care încep să strălucească. Protostelele continuă să secontracte, şi, când temperatura în interior atinge valoarea de 10 mln K, se declanșează reacţiitermonucleare și are loc apariţia stelei.

O protostea se transformă în stea în timp diferit, care depinde de masa acesteia; astfel,pentru o stea ca Soarele, acest proces decurge în câteva zeci de milioane de ani, iar pentru o stea dezece ori mai mare – câteva sute de milioane de ani.

După consumarea aproape integrală a hidrogenului miezul stelei se încălzeşte în rezultatulcontracţiei. Au loc, în continuare, reacţiile de fuziune a hidrogenului, care se produc în afaranucleului şi, ca urmare, steaua se măreşte (diametrul ei se măreşte de la 10 până la 100 ori mai maredecât al Soarelui) şi se transformă în gigantă roşie. În nucleul stelei se produc în continuare reacţiinucleare, în rezultatul cărora heliul se transformă în carbon, iar atmosfera stelei se împrăştie înspaţiu, formând în jurul acesteia o nebuloasă constituită din gaze. Când procesul de sinteză acarbonului se termină, steaua se contractă din nou, se încălzeşte, dar insuficient pentru ca să seproducă iarăşi reacţii nucleare. Astfel, steaua devine o pitică albă, de mărime comparabilă cuPământul, dar cu o densitate foarte mare. În continuare steaua se răceşte, scade strălucirea ei pânăcând se stinge şi devine o „pitică neagră”.

Stelele mai masive se transformă în supergigante roşii, în nucleul cărora se formeazăelemente chimice mai grele, de exemplu – fierul, în urma reacţiilor nucleare. Acest proces seprelungeşte până când masa nucleului atinge o valoare critică, ca urmare, forţele de contracţie nupot fi echilibrate de presiunea exercitată datorită reacţiilor nucleare şi se produce un colaps.Urmează explozia spontană a stelei în câteva secunde, însoţită de creşterea vertiginoasă a strălucirii(steaua devine de 10 miliarde de ori mai strălucitoare decât Soarele) și are loc expulzarea materieiîn spaţiu.

Se formează, astfel, nori moleculari din care, probabil, se va „naşte” o nouă stea dedimensiuni mai mici. În urma exploziei se formează o supernovă – etapa finală de evoluţie astelelor. După erupţie, în funcţie de masa miezului rămas, el se transformă într-o stea neutronică(stea de neutroni), sau într-o gaură neagră (vezi pag. 102).

Astfel, în urma colapsului gravitaţional stelele masive se transformă în stele neutronice,formate din neutroni şi nuclee atomice cu dimensiuni mici (de circa 20 km), și o densitate extrem demare ( de 2 • 1017 kg/m3), aproape de densitatea materiei nucleare. Masele stelelor neutronice suntcuprinse între 0,1 şi 2,5 mase solare.

Dacă masa unei stele este de câteva ori mai mare decât masa Soarelui (adică dacă nucleulunei stele care a explodat este destul de greu), atunci forţele gravitaţionale sunt mai mari decâtforţele de presiune interioară şi colapsul stelei continuă. Însă în cazul, când raza acestei stele (încolaps) este mai mică decât valoarea critică, adică decât Rg = 2GM/c2 (unde G - constantagravitaţională, M - masa corpului, iar c – viteza luminii în vid) – aşa numită raza gravitaţională (alui Schwarzschield), viteza parabolică depăşeşte viteza luminii. Lumina nu mai poate părăsiobiectul, el nu mai radiază şi devine invizibil. Aceste obiecte fenomenale prezise pe cale teoreticăau fost numite găuri negre.

Legile mecanicii clasice ale lui Newton nu sunt valabile în interiorul şi în apropiere desuprafaţa exterioară a unei sfere de rază gravitaţională (Rg); sunt aplicabile legile teoriei relativităţiigeneralizate.

Stelele neutronice, în care se transformă supernovele în urma erupţiilor, ca rezultat alcolapsului, având dimensiuni mici și densitate extrem de mare (aproape egală cu densitatea

nucleară), devin obiecte care se rotesc foarte repede (până la sute de turaţii pe secundă). Acesteobiecte neobişnuite dispun de câmp magnetic care se intensifică foarte repede, atingând valori decâteva mii de ori mai mari decât în interiorul atomului. Asemenea obiecte se numesc pulsari,deoarece ele emit radiaţie radio (radiopulsar) sub formă de impulsuri scurte (în timp de la câtevamilisecunde până la câteva secunde) care se repetă la intervale constante de timp. Intervalul de timpdintre două impulsuri succesive este egal cu perioada de rotaţie a stelei neutronice respective.

Deoarece axa de rotaţie a stelei neutronice este înclinată sub un unghi faţă de axa eimagnetică, în urma mişcării de rotaţie a acesteia are loc emiterea periodică a impulsurilor formate încâmpul magnetic puternic al stelei spre Pământ.

Există pulsari care emit pulsaţii nu numai pe lungimi de undă radio, dar şi în alte domeniispectrale: vizibil (pulsar optic), Roentgen (pulsar roentgenic) şi gama (pulsar gama).

În prezent sunt înregistraţi mai mult de 1 700 de pulsari. Un exemplu celebru este pulsaruldin centrul nebuloasei Crab, care se află în stare de expansiune şi ne demonstrează faptul că pulsariisunt stele neutronice în care se transformă supernovele după explozii (fig. 60).

Piticele albe, stelele neutronice şi găurile negre reprezintă stadiile finale de evoluţie astelelor care posedă diferite mase.

Fig. 60. Pulsarul din nebuloasa Crabhttp://astrointrebari.astroclubul.org/wp-content/uploads/2013/02/600px-Chandra-crab-300x300.jpg

Întrebări şi probleme

1. Cum iau naștere stelele? Ce reprezintă globulele şi protostelele?2. Când şi în ce mod apar gigantele roşii?3. Ce reprezintă piticele albe şi cum se transformă ele în pitice negre?4. Cum apar stelele neutronice şi ce reprezintă ele?5. Cum se formează găurile negre? În ce condiţii are loc apariţia acestora?6. Caracterizaţi fenomenul colapsului unei stele. Când acest fenomen se produce?7. Care sunt stadiile finale de evoluţie a stelelor?8. Când şi cum pot fi detectate impulsurile pulsarilor pe Pământ?9. În cazul când masa unei găuri negre este de 20 ori mai mare decât masa Soarelui, care va

fi dimensiunea şi densitatea acesteia în comparaţie cu dimensiunea și densitatea Soarelui?10. Cunoscând masele planetei Jupiter şi a Soarelui, calculaţi şi comparaţi razele

Schwarzfchield pentru aceste două corpuri.