ELEVI: Ioana STROINEA, Bianca BOBE PROFESOR: Cezar GHERGU Cercetrile arat c n istoria unei stele exist mai multe faze i anume: 1.Contracia gravitaional.n prezent este acceptat ideea c stelele se formeaz din materia difuz interstelar. n favoarea acestei concepii este faptul c stelele tinere sunt situate in braele Galaxiei noastre, acolo unde se observ i materia difuz format din gaz i praf interstelar. Aceast materie este reinut aici de ctre cmpul magnetic galactic, cmp care este ns mult prea slab pentru a putea reine stelele un timp ndelungat. De aceea stelele vrstnice nu se gsesc, n general, n braele Galaxiei, ci n componena sferic a acesteia.

Stelele tinere constituie adesea agregate de stele, n care intr mii de stele i o mare cantitate de gaz i praf ( de exemplu: agregatul din Orion).

Modul cum se formeaz stelele din materia difuz nu este prea clar. Se consider c procesul de formare decurge aproximativ astfel: dac masa materiei difuze, format din gaz i pulberi, dintr-un anumit volum (nor cosmic), depete (datorit unei cauze oarecare), o anumit valoare critic, atunci materia din acest volum ncepe s se contracte sub aciunea forelor de atracie. Acest proces se numete contracie gravitaional i reprezint primul stadiu n evoluia unei stele (deplasarea pe traseul Hayashi). Calculele arat c procesul de contracie ncepe numai dac densitatea materiei difuze (c urmare a fluctuaiilor de densitate, sau din alt cauz), a devenit suficient de mare. Regiunile cu materie difuz relativ dens, se evideniaz observaional sub form globulelor negre i a trompelor de elefant, formaiuni compacte, opace, de materie neorganizata care apr pe fondul nebuloaselor luminoase (globulele au o form regulat, oval; trompele au o form neregulat). Aceste formaiuni sunt, probabil, strmoii stelelor. O dovad indirect a acestui fapt o constituie existena stelelor de tip T Tauri - stele variabile, n contracie, asociate cu nebuloase de form cometare (steaua se afl n capul nebuloasei).

n cursul procesului de contracie gravitaional, particulele de praf i moleculele de gaz cad spre centrul norului. Norul se nclzete treptat, iar dup ce temperatura depete circa 2000oK, granulele de praf se evapor i moleculele se disociaz. Temperatur crete n continuare, iar atunci cnd atinge valori de ordinul zecilor de mii de grade K, se produce fenomenul de ionizare a materiei. Procesul de contracie gravitaional se accelereaz cu timpul, iar n anumite condiii fizice (dac mas norului e mare), acest proces ia form violent de prbuire gravitaional. Temperatur norului crescnd, acesta ncepe s radieze; astfel el se transform ntr-o protostea.

Observaiile arat c stelele tinere se gsesc n grupe. Aceast nseamn c s-au format n acelai nor. n procesul de contracie gravitaional s-au format mai multe centre de condensare, norul s-a fragmentat n mai multe pri. Astfel s-au format mai multe protostele, de unde au rezultat mai multe stele. n via unei stele contracia gravitaional este o faz rapid de evoluie. De aceea este dificil de surprins stelele n acest stadiu evolutiv. Se presupune c stelele variabile neregulate de tipul T Tauri se gsesc n acest stadiu. De exemplu roiul deschis NGC 6530 are numeroase stele tinere, precum i variabile T Tauri. Ultimele se consider c sunt n faz de contracie gravitaional.

2. Stadiul de stea a secvenei principale. Acesta este al doilea stadiu n evoluia unei stele. O stea rmne un timp ndelungat n acest stadiu - cea mai mare parte a vieii sale. n secvena principal steaua radiaz energia furnizat de reaciile termonucleare (surs principal de energie este arderea hidrogenului). Aici steaua este ntr-o faz de echilibru, n care mas, raz i luminozitatea sunt aproape constante (luminozitatea variaz cu cteva zecimi de magnitudine n milioane - miliarde de ani). Poziia pe o ocup o stea n secvena principal depinde de mas ei.

Reaciile termonucleare transform hidrogenul n heliu, iar timpul de existena a stelei n secvena principal, depinde de vitez reaciilor. Aceast depinde de temperatur interiorului stelei, care la rndul ei depinde de mas. Stelele cu mas mare rmn un timp relativ scurt n secvena principal (milioane de ani), iar cele cu mas mic rmn un timp ndelungat (zeci de miliarde de ani).

Reaciile termonucleare se desfoar n regiunea central a stelei numit nucleu. Cnd hidrogenul din nucleu este n ntregime transformat n heliu, se ncheie al doilea stadiu de evoluie a stelei. Reaciile de transformare a hidrogenului n heliu continu ntr-un nveli n jurul nucleului. Calculele arat c n aceast faz evolutiv nucleul stelei se contract, densitatea i temperatur central cresc repede. n acelai timp nveliul stelei se dilat, dimensiunile i luminozitatea stelei cresc. Steaua iese din secvena principal i se deplaseaz rapid (n milioane de ani) spre regiunea gigantelor. n aceast deplasare, dac mas stelei este suficient de mare, ea poate travers o zon de instabilitate, devenind o stea variabil pulsant de tip Cephei.

Poziia diferit a secvenelor principale la roiurile globulare (M3, M92) se explic prin diferen n compoziia chimic.

Diferitele roiuri au secvena principal deplasat n mod diferit. De aici se poate deduce vrst roiului. Cel mai tnr roi este NGC 2362, a crui vrst este evaluat la cteva zeci de milioane de ani. Roiurile globulare pot avea vrste de peste 10 miliarde de ani.

Teoria evoluiei stelare poate fi verificat, de asemenea, cu ajutorul steleor binare strnse.

3. Stadiul de stea giganta. Este al treilea stadiu n evoluia unei stele. Dac n nucleul dens izotermic de heliu al unei stele gigante (sau supergigante) temperatur atinge o valoare de 108 grade K, ncep reaciile nucleare ale heliului care se transform n carbon. Cnd heliul se epuizeaz n nucleu, iar hidrogenul se epuizeaz n nveliul din jurul nucleului, sursele de energie nuclear epuizndu-se, se ncheie al treilea stadiu n evoluia stelei. nveliurile exterioare ale stelei se dilat, iar steaua ncepe s piard din mas. n anumite condiii, pierderea de mas poate avea un caracter exploziv. n urm unei explozii de nova (sau supernov), nveliurile exterioare ale stelei sunt expulzate n spaiu.

Traseul evolutiv pe care l parcirge o stea dup ce prsete secvena principal este cunoscut sub numele de faz postsecvent principal de evoluie a stelei. Aceast faz este mult mai bine studiat, dect faz de contracie (traseul Hayashi). Pentru faz menionat mai sus, numeroi cercettori au efectuat calcule detaliate, att pentru stele simple (singulare) (Iben, Tutukov etc), ct i pentru sisteme de stelare binare (Paczynski, Kippenhahn, Weigert, Tutukov etc).

n funcie de mas se produce o stratificare a stelei dup compoziia chimic. Stelele masive pot evolua spre formarea in centru a unui nucleu de fier. n acest moment ele se consider moarte din punct de vedere nuclear, colapsul gravitaional al nucleului i explozia de supernov fiind inevitabile.

4. Stadii trzii n evoluia stelelor.

a). Stadiul de stea pitic alb. Scurgerea lent de materie are loc la gigantele de mas mic. n acest mod se formeaz nebuloasele planetare, ale cror nuclee firbinti se transform n stele pitice albe.

Pentru gigantele cu mas mai mare, pierderea de mas are loc printr-o explozie de nova sau printr-o serie de explozii (nove recurene). Dac mas final, dup explozie, este 1,2 mase solare (limit lui Chandrasekhar), steaua se transform ntr-o pitic alb. Pentru gigantele cu mas mai mare trecerea la stadiul de pitic alb se poate face printr-o explozie de supernov (dac mas final este sub 1,2 mase solare).

n urma pierderii de mas, nveliul de hidrogen fiind expulzat n spaiu, din stea rmne nucleul foarte dens. Astfel, piticele albe sunt stele foarte dense, formate din materie degenerat (gaz electronic degenerat). n ele nu mai au loc reacii termonucleare, radiind pe seama rezervei de energie termic acumulat n trecut. Piticele albe se rcesc treptat transformndu-se n pitice negre(care nu se observ).

Stadiul de pitic alb e un stadiu final n evoluia unei stele, pitic alb fiind o stea care moare prin rcire.

b). Stadiul de stea neutronica. Dac dup explozia de supernov a unei stele cu mas iniial mare, mas rmas a stelei este mai mic, atunci acest nucleu stelar se contracta puternic (prin colaps gravitaional), transformndu-se n stea neutronica. ntr-o anumit faz a existenei sale aceast se poate manifest c radiopulsar sau c surs discret de raze X ntr-un sistem binar restrns (eventual - pulsar Roentgen).

c). Stadiul de gaur neagr. La gigantele masiv, mas care rmne dup explozie poate depi 2,5-3 mase solare. Un asemenea nucleu stelar dens este instabil intrnd n colaps gravitaional, care (teoretic) se contracta indefinit. Cnd raz stelei n colaps gravitaional coboar sub raz Schwarzschild, steaua se transform ntr-o gaur neagr. Gurile negre sunt considerate c singulariti ale Universului.

Fazele finale ale evoluiei stelare sunt n general stele relativiste. n procesul de evoluie un rol important ar putea s joace rotaia stelelor.

Observaiile au pus n evidena micrii relative, n nebuloase difuze, cu viteze de ordinul a 1km/s. Dac n timpul contraciei gravitaionale momentul cinetic se conserv, ar nsemna c prin contracie vitez de rotaie a norului (nebuloasei) ar deveni mare i s-ar rupe nainte de a se form stele. Totui nu se ntmpl aa. nseamn c exist un mecanism prin care momentul cinetic se ndeprteaz din nebuloas.

Pe baz datelor observaionale, se poate consider c nebuloas este legat de mediul nconjurtor printr-un cmp magnetic. Dac liniile de for ale cmpului magnetic sunt ngheate n materia interstelar, atunci o parte din momentul cinetic al nebuloasei n contracie va fi transferat mediului nconjurtor prin intermediul acestui cmp. Astfel rotaia nebuloasei este frnat, fiind posibil formarea, prin contracie, a protostelelor i a stelelor.

Calculele arat c transferul de moment cinetic nceteaz cnd densitatea protostelei devine suficient de ridicat. Protosteaua, condensndu-se mai departe, i va mari vitez de rotaie, transformndu-se ntr-o stea cu o vitez ecuatoriala de cteva sute de km/s (indepedent de mas).

Asemenea viteze se observ la stelele de tip spectral timpuriu, n timp ce stelele de tip spectral trziu au rotaii mult mai lente. S-ar prea c acest fapt este legat de prezena n jurul stelelor de tip spectral trziu a unor sisteme planetare, analoage sistemului planetar ce graviteaz n jurul Soarelui. Dac lucrurile stau aa, atunci nseamn c numrul sistemelor planetare din Galaxia noastr (c i din alte galaxii) trebuie s fie mult mai mare.

Majoritatea stelelor sunt grupate ntr-un mic numr de tipuri spectrale. Catalogul Henry Draper i Catalogul Stelelor Luminoase nregistreaz tipurile spectrale de la cele mai fierbini pn la cele mai reci stele. Clasificarea spectral a stelelor se face n ordinea descresctoare a temperaturii, tipurile fiind notate cu literele O, B, A, F, G, K i M. Acest grup este completat de tipurile R i N (astzi sunt numite stele de carbon sau stele de tip C) i de tipul S. Stelele de tip R, N i S sunt diferite de celelalte stele prin compoziia lor chimic. Aceste stele sunt ntotdeauna gigante sau supergigante. Odat cu descoperirea piticelor maro, sistemul de clasificare al stelelor a fost extins pentru a include i tipurile spectrale L i T.

Succesiunea spectral de la O la M reprezint stelele care au n esena aceeai compoziie chimic, ns au temperaturi i presiuni atmosferice diferite. Aceast interpretare simpl a furnizat baz fizic pentru toate interpretrile ulterioare ale spectrelor solare. Succesiunea spectral este o succesiune de culoare a stelele de tip O i B sunt cele mai fierbini i cele mai albastre, iar stelele de tip M, R, N i S sunt cele mai reci i mai roii. Linii metalice i linii de absorbie

n cazul stelelor reci de tip M, spectrul indic prezena metalelor familiare, inclusiv a fierului, calciului, magneziului i a moleculelor de oxid de titan (io), n special n zonele roii i verzi ale spectrului. n cazul stelelor mai fierbini de tip K, caracteristicile io dispar, iar spectrul afieaz o multitudine de linii metalice.

Cteva fragmente ale unor molecule mai stabile (cum ar fi cianul i radicalul hidroxil) persist n aceste stele (chiar i n stelele de tip G cum este soarele nostru). Spectrele stelelor de tip G sunt dominate de liniile caracteristice ale metalelor, n special ale fierului, calciului, sodiului, magneziului i titaniului.

Comportamentul calciului ilustreaz fenomenul ionizrii termice. La temperaturi sczute, un atom de calciu i pstreaz toi electronii i radiaz o caracteristic spectral a atomului neutru sau normal a la temperaturi mai ridicate, coliziunile dintre atomi i electroni i absorbia radiaiilor tind s detaeze electronii i s produc atomi individuali de calciu ionizat. n acelai timp, aceti ioni se pot recombina cu electronii pentru a produce atomi neutri de calciu. La temperaturi ridicate sau presiuni electronice sczute, sau amndou, majoritatea atomilor sunt ionizai. La temperaturi sczute i densiti ridicate, echilibrul favorizeaz starea neutr. Concentraiile de ioni i atomi neutri pot fi calculate n funcie de temperatur, densitate i potenialul de ionizare (adic, energia necesar pentru a detaa un electron dintr-un atom).

Linia de absorbie a calciului neutru este puternic n stelele pitice reci de tip M, unde presiunea este ridicat i temperatur este sczut. ns, n cazul stelelor mai fierbini de tip G, liniile calciului ionizat devin mult mai puternice dect orice alt caracteristic a spectrului. n stelele din tipul spectral F, liniile atomilor neutri sunt slabe n raport cu cele ale atomilor ionizai. Liniile de hidrogen sunt mai puternice, atingnd intensitatea maxim n stelele de tip A, unde temperatur de suprafaa este de 9000 de grade Kelvin.

Ulterior, aceste linii de absorbie se estompeaz treptat, pe msur ce hidrogenul devine ionizat. Stelele fierbini de tip B, cum ar fi Epsilon Orionis, sunt caracterizate de linii de heliu i de oxigen, azot i neon ionizate individual. n stelele foarte fierbini de tip O apr liniile de heliu ionizat. Alte caracteristici proeminente includ liniile dublu ionizate de azot, oxigen i carbon i liniile de siliciu triplu ionizat, toate acestea solicitnd mai mult energie pentru a fi produse.

n sistemul mai modern de clasificare spectral, numit sistemul MK (dup astronomii americani William W. Morgan i Philip C. Keenan care l-au creat), clas de luminozitate este desemnat stelei mpreun cu tipul spectral Draper. De exemplu, steaua Alpha Persei este clasificat c F5 Ib, care nseamn c aceast se ncadreaz la jumtatea drumului dintre tipul F i tipul G. Sufixul Ib nseamn c Alpha Persei este o supergigant moderat de luminoas. Steaua Pi Cephei, clasificat c G2 III, este o giganta care se ncadreaz ntre tipul G i tipul K, dar se afl ceva mai aproape de tipul G. Soarele nostru, o pitic de tip G2, este clasificat c G2 V. O stea din clas de luminozitate I se ncadreaz ntre gigante i supergigante, iar una din clas IV este numit o subgiganta.

Muli dintre noi suntem familiari cu reprezentarea sub form de grafice i diagrame a diferitelor mrimi. Un astfel de grafic folosit universal n ceea ce privete proprietiile stelare este Digrama Hertzsprung-Russell. Fr ndoial este unul dintre cele mai importante i mai utile instrumente folosite n studiul astronomiei.

n 1912 doi astronomi, independent unul de cellalt au comparat diferite proprieti ale stelelor: E. J. Hertzsprung (Danemarca) i H. N. Russell (S.U.A). Cei doi au realizat grafice pe care treceau luminozitatea, culoarea (B-V), spectrul, temperatura i au observat ceva remarcabil: stelele se afl n regiuni distincte ceea ce ne arat c temperatura la suprafa (sau tipul spectral) este nrudit cu luminozitatea.

Avem mai jos o diagram tipic H-R, fiecare punct din diagram reprezentnd o stea ale crei proprieti precum tipul spectral i luminozitatea au fost determinate.

S observm puin elementele diagramei:

Axa orizontal reprezint temperatura stelar (superficial) sau n mod echivalent, tipul spectral;

Temperatura crete de la dreapta la stnga. Aceasta se ntmpl pentru c Hertzsprung i Russell i-au bazat diagrama pe secvena spectral OBAFGRM, unde O reprezint stelele mai fierbini i se afl la stnga, n timp ce M sunt stele mai reci i sunt poziionate n dreapta.;

Axa vetical reprezint luminozitatea stelar reprezentat n uniti de luminozitate solar;

Luminozitile acoper o ax ntins, prin urmare diagrama uzeaz de scara logaritmic, unde fiecare gradaie de pe axa vertical, nseamn o luminozitate de 10 ori mai mare dect cea anterioar;

Fiecare punct de pe Diagrama H-R reprezint un tip spectral i o luminozitate caracteristice unei singure stele. De exemplu, punctul reprezentnd Soarele corespunde tipului su spectral, G2, cu luminozitate.

De remarcat este modul n care crete luminozitatea pe axa vertical a diagramei pe msura ce temperatura superficial crete pe axa orizontal, n timp ce ne deplasm spre stnga. Avem astfel n colul din stnga sus stele fierbini i luminoase. n opoziie, stelele din colul dreapta sus sunt de aceast dat reci dar la fel de luminoase, iar cele din dreapta jos sunt reci i pale opuse i acestea cu cele din stnga jos, fierbini i pale.

Diagrama H-R secvena principal

Cea mai mare parte a stelelor prezente in diagrama H-R, peste 90%, se afl pe o linie ce duce din stnga sus spre dreapta jos a diagramei, linie ce se numete secvena principal. n funcie de diveri parametri, parcurgnd secvena principal ntlnim stele foarte mari i luminoase dar i stele pitice roii.

Dintre stelele prezente pe secvena principal a diagramei precizm Soarele.

Principala caracteristic a stelelor din Secvena Principal este producerea fuziunii nucleare, proces prin care hidrogenul este transformat n heliu. Deoarece majoritatea stelelor i petrec o mare parte din via ntreinnd aceast reacie, este evident c cea mai mare parte a vieii unei stele se va nscrie pe Secvena Principal.

n urma observaiilor ndelungate s-a constatat c stelele pot avea temperaturi identice dar luminoziti diferite. Cauza acestui fapt a fost identificat prin observarea liniilor spectrale, cu ct acestea sunt mai nguste, cu att steaua este mai mare. Prin urmare factorul dimensiune ne conduce ctre aspectul densitii i constatm c n stelele gigantice, densitatea fiind mai mica si atomii ciocnindu-se mai rar, determina liniile spectrale mai nguste din descrierea de mai sus. n opoziie, dac densitatea este mai mare, fapt ce pune n discuie i dimensiunile mai reduse ale stelei, atomii se vor ciocni mai des intre ei iar liniile spectrale vor fi mai difuze, mai largi.

Temperatura unei stele determin ce linii din spectrul su sunt mai proeminete. Prin urmare clasificarea unei stele dup tipul su spectral, este n esen similar cu clasificarea unei stele n funcie de temperatura sa. O privire asupra diagramei H-R ne va dezvlui c stelele pot avea temperaturi similare i luminoziti total diferite.

Spre exemplu o pitic alb poate avea o temperatura de 7000K; la fel i o stea din Secvena Principal, o stea gigant sau o stea supergigant. Totul depinde de luminozitatea ei. Din nou liniile spectrale ne spun crei categorii i aparine steaua studiat.

n mod empiric s-a stabilit c, cu ct este mai luminoas o stea, cu att sunt mai nguste liniile de hidrogen din spectrul su (regul valabil pentru stelele din tipul spectral B pn la tipul spectral F). Teoria din spatele acestui fenomen este destul de complex dar deocamdat ne vom limita a meniona c acele diferene msurabile din spectrul unei stele se datoreaz diferenelor de temperatur din atmosfera ei, motiv pentru care se produc liniile de absorbie. Densitatea i presiunea gazelor nclzite din atmosfer afecteaz liniile de absorbie i hidrogenul cu precdere. Dac presiunea i densitatea sunt mari, atomii de hidrogen se ciocnesc mai des i interacioneaz cu ali atomi din gaz. Coliziunile cauzeaz schimbri de energie n atomii de hidrogen, ceea ce are ca rezultat linii spectrale de hidrogen pronunate.

La o stea gigant luminoas, presiunea i densitatea din atmosfera stelei este foarte sczut datorit masei extinse pe un volum att de mare. Prin urmare atomii (i ionii) sunt relativ ndeprtai, nsemnnd c ciocnirile dintre ei sunt mult mai puine, ceea ce se reflect n linii de hidrogen mai nguste. ntr-o stea din

Secvena Principal atmosfera fiind mai dens dect la o gigant sau o supergigant, cu coliziuni mai frecvente ntre atomi, liniile spectrale de hidrogen sunt mai largi.

http://www.infoastronomy.com/inceputuri.htmlhttp://destepti.ro/clasificarea-spectrala-a-stelelorhttp://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/stellarevolution_hrintro.htmlhttp://evolutiestelara.wordpress.com/2010/04/22/digrama-hertzsprung-russell/8