Universitatea „Alexandru I. Cuza” Iași

Facultatea de Geografie și Geologie

Departamentul Geologie

STELE

-Referat la Geologie Planetară-

IAȘI 2010

1. Generalități 3

2. Caracteristicile Stelelor 5

2.1 Atmosfera Stelară 5

2.2 Magnitudinea Stelelor 6

2.3 Luminozitatea Stelelor 6

2.4 Spectrul Stelar 6

2.5 Diagrama Hertzspoung-Russell 8

2.6 Mărimea Stelelor 9

2.7 Masă 10

2.8 Compoziție Chimică 11

2.9 Mișcarea Stelelor 11

2.10 Distanța 11

3. Nașterea și Evoluția Unei Stele 12

3.1 Fuziunea în Soare 13

A. Contracția Gravitațională 15

B. Stadiul de Stea A Secvenței Principale 16

C. Stadiul de Stea Gigant 17

D. Stadii Târzii în Evoluția Stelelor 19

4. Tipuri de Stele 22

Pulsarii 24

5. Roiuri și Asociații Stelare 26

6. Concluzie 28

7. Anexe 30

8.Bibliografie 33

Cuprins

1. Generalitați

2

Universul este tot ceea ce se vede plus tot ce mai poate exista. Spre deosebire de filozofia

materialistă, care afirmă că "la baza universului stă materia", filozofia idealistă pornește de la

idea că "la baza universului stă idea absolută". De-a lungul timpului universul și scopul existenței

omului în infinitatea acestuia a dat mari batai de cap savanților. Dar pentru omul de rand

universul inseamna o mână de puncte strălucitoare pe cerul nopții. Punctele strălucitoare de pe

cerul nopții se numesc stele. Acestea sunt grupate in constelații și galaxii. O galaxie este un

sistem cu masă, unit de forțe gravitaționale, alcătuit dintr-o aglomerație de stele, praf și gaz

interstelar precum și, dar încă nedovedit, materie întunecată invizibilă și energie întunecată.

Galaxiile tipice conțin între 10 milioane (107 - galaxiile pitice) și un bilion (1012 - galaxiile

gigante), sau chiar mai multe stele, toate orbitând în jurul unui centru de gravitație comun.

Sistemul nostru solar se află în galaxia Calea Lactee, împreună cu alte aproximativ 100-400

miliarde de stele cu planetele lor, precum și a peste 1.000 nebuloase.

(fig.1) NGC 4414, o galaxie în

spirală tipică din constelația Coma Berenices, are

un diametru de aproximativ 56.000 ani lumină și

se află la o distanță față de Pământ de

aproximativ 60 milioane de ani lumină.

http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c3/NGC_4414_(NASA-med).jpg

(fig.2) Galaxia Abell 1835 IR1916 se

vede ca un punct mic în această fotografie a

galaxiilor depărtate. Imagine pusă la

dispoziție de ESO (European Southern

Observatory).

3

O stea este în general un anumit tip de corp ceresc din cosmos, masiv și strălucitor,

deseori cu formă aproximativ sferică, alcătuit din plasmă în oarecare echilibru hidrostatic, și care

a produs în trecut sau încă mai produce și azi energie pe baza reacțiilor de fuziune atomică din

interiorul lui. Pentru un observator terestru ele apar ca puncte de diverse culori, cu un diametru

aparent egal dar cu fluctuații de luminozitate, aceasta însă numai aparent, datorită turbulențelor

din atmosfera terestră. Cu ochiul liber se pot observa aproape 6.000 de stele. Folosind un

telescop se pot observa deja sute de mii de stele din Calea Lactee. Cu un radiotelescop se pot

cerceta chiar milioane de galaxii din univers (numărul stelelor fiind extrem de mare, circa

7•1022). În galaxia noastră, care poartă numele de Calea Lactee sau Calea Laptelui, există

aproximativ 300 de miliarde de stele. Cele mai mari dintre ele sunt atât de mari, încât, dacă ar

putea fi poziționate pe locul Soarelui, ar ocupa tot sistemul nostru solar inclusiv orbita planetei

pitice Pluton, cu tot cu Pământul și celelalte planete. Printre cele mai mici stele se numără așa-

numitele pitice albe, de mărimea planetei noastre. Există și stele și mai mici, anume stele de

neutroni, care pot avea un diametru de numai 20 de km.În 1997, astronomii de la Universitatea

Astronomică din California au descoperit cea mai mare și mai strălucitoare stea din Calea Lactee

(de până acum), numită steaua "Pistol". Ea se află în zona centrală a galaxiei noastre, și s-ar

vedea și cu ochiul liber, dacă n-ar fi acoperită de către nebuloasa cu același nume. Distanța dintre

Pământ și steaua Pistol este de aprox. 25.000 ani-lumină. Se mai apreciază că nebuloasa Pistol,

care este formată dintr-o aglomerare enormă de stele, ar avea un diametru de aproximativ 4 ani-

lumină. Stelele sunt compuse din plasmă, compoziția lor fiind formată în mare parte din nuclee

de hidrogen și heliu. În plasma stelară se găsesc de asemenea și cantități mici de oxigen, carbon,

neon și azot. Stelele emană și elemente în formă gazoasă, iar pe parcursul evoluției lor și din

cauza fuziunilor atomice permanente apar în cosmos și cantități mici de elemente mai grele și

chiar metale. Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ, aflându-se la "doar" 150 de milioane

de km. El este de 250.000 de ori mai aproape de Terra decât cea mai apropiată următoare stea,

Proxima Centauri, aflată în constelația Alpha Centauri la aproximativ 37 de mii de miliarde de

kilometri de Pământ. Dacă luminii Soarelui îi sunt necesare "doar" 8 minute pentru a ajunge până

la noi, lumina celor mai îndepărtate stele din univers călătorește până la Pământ milioane de ani.

Stelele sunt de culori diferite, de la roșu intens cu toate nuanțele de portocaliu și galben până la

albastru și alb - aceasta depinzând direct de temperatura lor. Cele mai reci stele au culoarea roșie,

4

iar cele mai fierbinți au culoare albastră, temperatura lor la suprafață depășind uneori chiar

30.000 °C, în timp ce temperatura de suprafață a Soarelui nostru este de "numai" 6.000 °C.

Strălucirea unei stele se numește în astronomie magnitudine. Magnitudinea aparentă este

strălucirea așa cum o percepem cu ochiul liber. Magnitudinea absolută exprimă strălucirea

calculată pentru o distanță ipotetică a privitorului de 32,6 ani-lumină. Magnitudinea depinde în

general de temperatura stelei. Această interdependență se reprezintă grafic prin diagrama

"Hertzsprung-Russell", numită așa după autorii ei. Diagrama se poate folosi și la aprecierea

vârstei și evoluției viitoare a unei stele. În interiorul stelelor care produc lumină au loc diverse

tipuri de fuziuni termonucleare, acestea fiind procese prin care nucleele de atomi din plasmă se

contopesc unii cu alții pentru a forma nuclee de elemente mai grele, eliberând energie sub formă

de unde radio, lumină, căldură, Röntgen ș.a. Cea mai comună fuziune nucleară stelară constă în

combinarea a patru atomi de hidrogen cu un atom de heliu, însoțită de eliberare de energie sub

formă de căldură și lumină. Spre deosebire de stele, care au prin acest fapt lumină proprie,

planetele din univers nu produc lumină proprie, ci doar reflectă lumina stelară care le luminează.

Din această cauză planetele sunt mult mai întunecate și ca atare extrem de greu de descoperit. De

aceea, pe lângă planetele sistemului nostru solar, care în mod excepțional sunt ușor de văzut

(datorită apropierii lor), până acuma (decembrie 2006) nu s-au descoperit decât circa 200 de alte

planete. Există și sisteme stelare mai complexe, compuse din 2 sau chiar mai multe stele

apropiate, care în general se învârtesc unele în jurul altora, având orbite stabile, datorate

interdependenței lor gravitaționale. În cazul când stelele sistemului stelar sunt foarte apropiate,

forțele de gravitație dintre ele pot fi hotărâtoare cu privire la evoluția lor.

2. Caracteristicile stelelor

Astronomii se folosesc de energia pe care o emit stelele pentru a le studia proprietățile

chimice și fizice.

2.1 Atmosfera stelară

Singura parte vizibilă a unei stele este atmosfera. De exemplu, atmosfera soarelui

are înălțimea de 320 de km și diametrul de 1.392.000 de km. Chiar atunci când atmosfera este

relativ mică în comparație cu dimensiunea stelei, astronomii pot aduna de la ea informații

importante despre stea. Lumina emisă de o stea are mai multe proprietăți:

5

magnitudinea este cea cu care astronomii măsoară strălucirea unei stele

luminozitatea reprezintă intensitatea totală a luminii pe care steaua o emite.

Astronomii se folosesc de luminozitate pentru a clasifica spectrul din care face parte steaua; ea

mai oferă date și despre temperatura și compoziția chimică a stelei.

2.2 Magnitudinea stelelor

Inițial astronomii au clasificat stelele după magnitudinea aparentă sau

după strălucirea relativă a lor. Au împărțit stelele în șase grupuri, sau magnitudini, care

corespund câte unui factor de strălucire. Cele mai strălucitoare sunt clasificate ca având

magnitudinea 1; o stea de magnitudinea 2 prezintă o strălucire de 2,5 ori mai mică. Cea mai

"palidă" stea are o magnitudinea 28. Magnitudinea aparentă nu redă strălucirea reală a stelelor.

Unele stele pot apărea cu o magnitudine aparentă mică, doar pentru că sunt la o distanță foarte

mare de pământ. De aceea, astronomii folosesc și o altă magnitudine, numită magnitudine

absolută (sau intrinsecă), și care redă factorul de strălucire după proprietățile fizice ale stelei.

2.3 Luminozitatea stelelor

Luminozitatea unei stele este strălucirea intrinsecă sau totalitatea radiațiilor emise

pe secundă. Energia stelelor este generată de reacțiile termonucleare care se produc în interiorul

acestora. Luminozitatea depinde și de vârsta stelei. Stelele emit energie sub forma radiațiilor

electromagnetice care includ și radiațiile ultraviolete, lumina vizibila, razele infraroșii și undele

radio. Printr-o șansă unică, ecranul protector de ozon din stratosfera Terrei reține cea mai mare

parte a radiației ultraviolete nocive din cosmos, făcând astfel posibilă viața pe Pământ. Calculul

exact al luminozității presupune măsurarea radiației totale direct în spațiul cosmic, prin

intermediul sateliților. Luminozitatea

stelelor variază mult de la stea la stea. Stelele pot avea o luminozitate chiar și de 500 000 de ori

mai intensă decât a Soarelui nostru.

2.4 Spectrul stelar

6

www.gapo.ro/poze

Astronomii determină spectrul stelelor cu ajutorul unui instrument numit spectroscop.

Acesta împarte lumina într-o bandă de culori străbătută de numeroase linii mai închise la culoare

numite Liniile Fraunhofer. Aceste linii ne arată elementele de pe suprafața stelară. Spre exemplu,

hidrogenul apare în linii de culoare roșu închis, sodiul apare în linii de culoare galben închis,

fierul apare în aproape toate culorile. Fiecare element din atmosfera stelară care apare în spectru

depinde de temperatura și presiunea gazului respectiv. După multe cercetări, astronomii au reușit

să realizeze o clasificare a spectrelor după temperatura pe care o emite fiecare stea. De la cea mai

fierbinte la cea mai rece, tipurile sunt O, B, A, F, G, K, și M. Fiecare tip de culoare se împarte

mai departe în câte 10 subcategorii: O0, O1, O2, O3,...O9; B0, B1, B2, etc.

Tipul O-au o temperatura de 25.000 K, sunt foarte fierbinți și foarte strălucitoare, având

culoarea albastru intens. Naos (în Puppis) străluceste de un milion de ori mai tare decât Soarele.

Aceste stele au linii predominant neutre și ionizate de heliu și linii foarte slabe de

hidrogen.Aceste stele emit radiații sub formă de ultraviolete.

Tipul B-temperatura intre 11.000-25.000, sunt și ele foarte luminoase, Rigel (în Orion)

este o stea de tip B, supergigantă albastră. Spectrul acestora au linii de heliu si de hidrogen în

cantități moderate. Stelele de tip O si B sunt foarte puternice, cu o viata scurtă.

Tipul A-temperatura intre 7.500-11.000, sunt stelele comune vizibile cu ochiul liber.

Deneb în Cygnus este o altă stea cu o putere formidabilă, pe când Sirius este tot o stea de clasă A

, dar nu atât de puternică. Toate stelele din clasa A sunt albe. Multe pitice albe sunt clasificate in

această categorie. Au linii puternice de hidrogen și metale ionizate.

Tipul F-temperatura intre 6.000-7.500 K, sunt tot puternice dar spre sfârșitul vieții.

Spectrul lor este caracterizat prin linii slabe de hidrogen și metale ionizate, culoarea este albă cu

tentă de galben.

Tipul G-temperatura intre 5.000-6.000 K, sunt probabil cele mai cunoscute tipuri, chiar

și Soarele face parte din această clasă. Au linii slabe de hidrogen și metale ionizate și au și linii

de metale neutre

Tipul K-temperatura intre 3.500-5.000 K, sunt stele cu tentă de portocaliu fiind mai reci

decât Soarele. Unele stele K sunt stele gigant sau supergigant ca și Arcturus pe cand altele ca

Alpha Centauri B sunt spre sfârșitul vieții. La aceste stele predomină liniile de metale neutre și

foarte slab hidrogenul.

7

Tipul M-temperatura de 3.500 K, este cea mai comuna clasă daca luăm cifra stelelor

care sunt în această clasă. Toate piticele roșii se află în acestă categorie, și mai mult de 90% din

stele sunt pitice roșii, ca și Proxima Centauri. M este de asemenea clasa unor supergiganți ca

Antares și Betelgeuse și Mira. Spectrul acestor stele arată linii de metale neutre și în general

hidrogenul este absent. Oxidul de titaniu poate fii prezent în aceste stele. Culoarea lor este roșie

dar totuși relativ neadevărată. Depinde de dimensiunile stelei. Dacă un obiect la fel de fierbinte,

de exemplu un bec cu halogen care este un obiect fierbinte cu lumină albă, dacă e pus la câțiva

kilometri distanță apare ca un punct roșu.

Din această clasificare reiese ca proprietăţile stelei se află într-o strinsă legătură cu masa

acesteia. Curios este faptul că viața unei stele este invers proporționala cu marimea sa. Cu cît

astrul este mai mare, cu atît sunt mai înalte temperaturile. Astfel reacţiile termonucleare se

declanşează mai accelerat, rezerva de combustibilul se epuizează mai repede şi staua piere. O

stea de tipul Soarelui are o durata de viata de circa 10 miliarde de ani. O stea cu o masa de 10 ori

mai mare ca a lui are însă o durata a vieții de numai 100 mln ani.

2.5 Diagrama Hertzsprung-Russell

Diagrama Hertzsprung-Russell compară strălucirea stelelor cu temperatura acestora.

Linia diagonală (de la stânga sus la dreapta jos), este diagonala de referință; stelele aflate

deasupra diagonalei (numite giganți roșii) sunt foarte strălucitoare, chiar dacă culoarea lor este

roșie, iar cele de sub diagonală (numite și piticele albe) sunt de culoare albă, dar nu foarte

strălucitoare. Corelarea între spectru și diagramă nu este perfectă; aceasta nu arată culorile reale

ale stelelor din spectru, pentru că nu ține cont de distanța lor până la Pământ.

(fig.3) Diagrama

Hertzsprung-Russell arată

Magnitudinea absolută față de

8

tipul stelelor în spectru.

http://ro.wikipedia.org/wiki/Diagrama_Hertzsprung-Russell

Aceasta e folosită și pentru determinarea tipului și vârstei unei stele. Temperatura

suprafeței stelei (calculată în funcție de culoarea luminii pe care o emite) este comparată cu

strălucirea ei și steaua e clasificată in funcție de poziția sa pe diagramă. Conform acestei

diagrame, stelele sunt casificate în felul următor:

strălucitoare (mari);

palide (mici) ;

fierbinți (tinere);

reci (bătrâne)

Diagrama a fost creată aproximativ prin anul 1910 de către Ejnar Hertzsprung și Henry

Norris Russell și reprezintă un pas important către o înțelegere a evoluției stelare a "vieții stelelor".

(fig.4) Comparație relativă între o pitică albă IK Pegasi B (centru) , partenera de tip A, IK

Pegasi A (stanga) și Soarele (drapta). Această pitică albă are o temperatură la suprafață de 35

500K. www.wikipwdia.org

2.6 Mărimea stelelor

9

În 1920, cercetătorii au măsurat diametrul angular al câtorva stele gigant și supergigant,

cu un instrument numit Interferometru stelar Michelson. Acest diametru angular reprezintă

diametrul măsurat în grade și minute de arc; în raport cu distanța până la stea s-a calculat apoi și

diametrul linear al stelei. Arcturus, a patra stea ca strălucire pe cer, are un diametru solar de 23,

în alte cuvinte de 23 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru (diametrul acestuia este de

1,39 x 106 km). Betelgeuse, stea în constelația Orion, are un diametru solar de 1.000 de ori mai

mare decât diametrul Soarelui nostru.

O tehnică de măsurare a stelelor binare (două stele care se învârt în jurul centrului de

masă comun) este prin observarea eclipselor reciproce.

Altă tehnică, folosind energia pe care o emit stelele, poate determina cât de fierbinți sunt

acestea. Dacă două stele au aceeași temperatură, cea mai mare dintre ele emană o luminozitate

mai puternică. De exemplu, Soarele și Capella sunt două stele de tip G cu o temperatură egală

(5.800 °C). Din cauza luminozității, Capella este poziționată în partea de sus a diagonalei din

diagrama H-R, și conform aceste diagrame, această stea trebuie să fie mai mare decât Soarele de

16 ori (ca diametru). Iar stelele de tip A și F (piticele albe) care se află în partea de jos a

diagonalei trebuie să aibă aceeași dimensiune. Unele pitice albe pot avea dimensiunea planetei

noastrPentru a înțelege comportamentul stelelor, mărimea, luminozitatea și forța gravitațională,

trebuie studiate masa și compoziția chimică a lor.

(fig.5) Betelgeuse (dreapta sus) deasupra

constelației Orion (centru).scienceblogs

.com/startswithabang/2009/12/weekend_diversion_orion.php

10

2.7 Masă

Forța gravitațională a unei stele depinde de masa acesteia și de distribuția materiei pe care

o conține. Astronomii pot calcula masa stelelor binare măsurând distanța dintre ele precum și

durata revoluției lor; orbitele stelelor binare depind de atracția gravitațională a acestora, iar

atracția depinde de masa lor și de distanță.

Relația masă-luminozitate ne arată cât de masivă este steaua. De aici, astronomii

calculează mărimea miezului stelei și cantitatea de material expulzat ca urmare a reacțiilor de

fuziune. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât cantitatea de materie transformată în energie

este și ea mai mare. Piticele albe și-au consumat deja cea mai mare parte a combustibilului avut,

și conform diagramei sunt mai mici.

2.8 Compoziție chimică

Chiar dacă toate stelele conțin în cea mai mare parte hidrogen și heliu, totuși compoziția

chimică este diferită de la o stea la alta. De exemplu, recent s-a stabilit că stelele tinere conțin

metale în proporții mari in comparatie cu stelele foarte vechi (cu varste de cca. 9-12 miliarde

ani). Giganții roșii și-au epuizat combustibilul de hidrogen, dar ard heliu și alte elemente mai

grele.

Odată "aprinse", stelele își iau energia, aproape pe tot parcursul vieții lor, din fuziunea

hidrogenului cu heliul, care are loc în regiunile lor centrale. Dar acest proces are o durată mai

lungă sau mai scurtă, în funcție de masa stelei. Pentru o stea ca Soarele, acesta poate dura și 10

miliarde de ani, dar pentru o stea de 3 ori mai masivă procesul se sfârșește după 500 de milioane

de ani; pentru o stea de 30 de ori mai masivă, în numai 6 milioane de ani. Stelele cele mai grele

la "naștere" sunt și cele mai luminoase.

2.9 Mișcarea stelelor

Din cauza distanțelor enorme, mișcarea stelelor nu se poate constata direct, cu

ochiul liber sau telescoape, dar de fapt ele se pot deplasa cu viteze chiar foarte mari, relativ la

poziția Pământului. Astronomii pot calcula viteza cu care acestea se deplasează prin studierea

spectrului lor.

Studiind stelele din apropierea sistemului nostru solar, astronomii au ajuns la

11

concluzia ca acestea se deplasează pe orbite nedeterminate cu viteza de aproximativ 24 km/sec.

Soarele se deplasează cu 26 km/sec în direcția constelației Hercule, de lângă steaua Vega.

2.10 Distanța

Dacă urmărim o stea suficient de apropiată de Pământ la un interval de șase luni, adică în

două perioade când Pământul se află în poziții opuse pe orbită, nu o vedem pe cer exact în

același loc. Cunoscând diametrul orbitei terestre (300 de milioane de kilometri), putem calcula

unghiul sub care steaua pare că s-a deplasat pe cer. Distanța stelei față de Pământ se obține

pornind de la valoarea jumătății acestui unghi. Această metodă se numește Paralaxă, dar nu poate

fi aplicată decât în cazul celor mai apropiate stele. Pentru celelalte stele, unghiurile de măsurare

sunt prea mici. Distanța care le separă de Pământ nu poate fi evaluată decât prin metode

indirecte. Stelele, chiar și cele mai apropiate, se află atât de departe, încât distanța lor este greu

de exprimat în kilometri. Se preferă folosirea unei unități mult mai mari: anul lumină). Acesta

este distanța parcursă de lumină într-un an, în vid. Lumina se propagă cu cea mai mare viteză

posibilă: ea parcurge în vid aproximativ 300.000 de kilometri pe secundă. Steaua cea mai

apropiată de noi se află la o distanță de peste 4,22 ani-lumină, adică aproximativ 40 de mii de

miliarde de kilometri (Proxima Centauri).

3. Nașterea și evoluția unei stele

"Nașterea" unei stele are loc în decursul milioanelor de ani, pe parcursul mai multor

etape: în interiorul unui nor molecular

(nebuloasă) se formează globule, care cu timpul

se transformă în protostele și apoi în stele. Două

mari descoperiri au stat la temelia evoluţie

stelelor si anume : Stelele radiază energie în

baza reacţiilor termonucleare, aceste fenomene

fiind ireversibile astfel steaua evoluţioneaza

conform unui algoruitm determinat.

Intr-o galaxie există două clase destinse

de stele : în centru se găsesc stelele cele mai

vechi (de circa 10 miliarde de ani) pe cînd în

ramurile spirale se găsesc stelele tinere şi norii

imenşi de Hidrogen.

12

http://ro.wikipedia.org/wiki/Stea

Astăzi există modele mai mult sau mai puţin desăvîrşite ale formării stelelor din norilor

interstelari de gaz (H) şi praf cosmic (particole mai grele). Sub actiunea fortei gravitationale

(care de fapt constituie elementul cheie), particulele de materie se atrag formand aglomerari .

Dacă în nebuloasa gazoasă a apărut o formaţiune mult prea densă de materie, apoi sub acţiunea

aceleiaşi forţei gravitaţionale acest obiect se comprimă, se condensează. În centrul unui

asemenea nor concentrat de materie cosmica se formeaza pana la urma un miez in rotatie ,care,

pe masura ce devine mai mare, atrage tot mai multe particule de materie spre sine până ce

absoarbe toată materia din jurul său. In timp ce protosteaua creste intr-un ritm urias, presiunea si

temperatura ating valori tot mai mari. Dacă masa aglomeraţiei de materie obţinută după absorbţia

tuturor particulelor din jurul său nu depăşeşte 10% din masa soarelui, temperatura globulului nu

va fi suficientă pentru a se declanşa reacţiile termonucleare şi globulul nu se va transforma într-o

stea. Dar dacă această limită este depăşită, apoi în nucleul protostelei ( deja stabilizat şi alcătuit

în cea mai mare parte a sa din H2) se pornesc în lanţ reacţiile de transformare al Hidrogenului în

Heliu, temperaturile din miez determinând procese de fuziune: patru protoni (nuclee ale atomilor

de hidrogen ) fuzioneaza, formand un atom de heliu.

3.1 Fuziunea în soare

După 1920 astronomii au descoperit că reacția nucleară (energie eliberată de

fuziunea nucleelor din atomi) este principala sursă de energie a stelelor. Aceasta se produce în

regiunea centrală a stelei unde temperatura atinge milioane de grade Celsius; la o astfel de

temperatură, electronii sunt expulzați din nucleele atomilor, formând plasma. (atomii își pierd

electronii și devin ioni), lovindu-se unii de alții și provocând reacții termonucleare.

În Soare, hidrogenul intră în fuziune pentru a forma heliu în lanț proton-

proton:

41H → 22H + 2e+ + 2nu;e (4.0 MeV + 1.0 MeV)

21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)

23He → sup>4He + 21H (12.9 MeV) rezultă mai departe:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)

(fig.6 si fig.7) În urma reacțiilor

termonucleare sunt emanate în spațiu radiație

13

electromagnetică, termică și vânt solar-un flux continuu de protoni, electroni şi ioni care

părăseşte Soarele, provocând aurorele. http://www.tvr.ro/articol.php?id=3286

(fig.8) Nebuloasa Crabului (stanga), Helix (stangajos),Trifidia(dreapta).Nebuloasele

reprezintă incubatoarele Universului in care i-au naștere stelele. www.google.ro/imagini

Teoria evoluției stelare este mult mai dezvoltată decât aceea a evoluției galaxiilor, din

două motive:

Elucidarea origiinii energiei stelare și demonstrarea faptului ca reacțiile termonucleare

constituie principala sursă de energie în cea mai mare parte a existenței unei stele;

Numărul mare de observații asupra unui mare număr de stele (în primul rând din

Galaxie), care permite compararea traseelor evolutive ale stelelor cu datele de observație

corespunzatoare.

Cercetările arată că în istoria unei stele există mai multe faze și anume:

14

A. Contracția gravitațională

În spațiu există imenși nori de gaze și pulbere: nebuloasele. Într-unii din ei

materia este mai densă și mai concentrată: ea formează nori moleculari. Aceștia sunt atât de

mari, încât durează zeci de ani ca lumina să-i traverseze. Masa totală a unei nebuloase poate fi de

câteva sute de ori mai mare decât cea a Soarelui. Materia lor este foarte rece. Se numesc nori

moleculari pentru că gazul pe care îl conțin este prezent peste tot sub formă de molecule, (adică

grupări de atomi). Fiecare nor molecular se află într-un echilibru fragil. Sub efectul unei

perturbații exterioare acest echilibru se poate rupe. În acest caz o parte din nor se prăbușește în

sine sub propria sa greutate, iar materia sa începe să se contracte. Apoi norul se fragmentează în

mici roiuri de materie.

În  prezent este acceptată ideea că stelele se formează din materia difuză interstelară. În

favoarea acestei concepții este faptul ca stelele tinere sunt situate în brațele Galaxiei noastre,

acolo unde se observa si materia difuză formată din gaz și praf interstelar. Această materie este

reținută aici de către câmpul magnetic galactic, câmp care este însă mult prea slab pentru a putea

reține stelele un timp îndelungat. De aceea stelele vârstnice nu se găsesc, în general, în brațele

Galaxiei, ci în componenta sferică a acesteia.

Stelele tinere constituie adesea agregate de stele, în care intră mii de stele și o mare

cantitate de gaz și praf ( de exemplu: agregatul din Orion).

Modul cum se formeaza stelele din materia difuză nu este prea clar. Se consideră că

procesul de formare decurge aproximativ astfel: dacă masa materiei difuze, formată din gaz și

pulberi, dintr-un anumit volum (nor cosmic), depășește o anumita valoare critică, atunci materia

din acest volum începe sa se contracte sub acțiunea forțelor de atracție. Acest proces se numește

contracție gravitațională și reprezinta primul stadiu în evoluția unei stele (deplasarea pe traseul

Hayashi). Calculele arată că procesul de contracție începe numai dacă densitatea materiei difuze

a devenit suficient de mare.

Regiunile cu materie difuză relativ densă, se evidențiază observațional sub forma

globulelor negre și a trompelor de elefant, formațiuni compacte, opace, de materie neorganizată

care apar pe fondul nebuloaselor luminoase (globulele au o forma regulata, ovala; trompele au o

forma neregulata). Aceste formațiuni sunt, probabil, strămoșii stelelor. O dovadă indirectă a

acestui fapt o constituie existența stelelor de tip T Tauri - stele variabile, în contracție, asociate

cu nebuloase de formă cometară (steaua se afla in capul nebuloasei).

15

În cursul procesului de contracție gravitațională, particulele de praf și moleculele de gaz

cad spre centrul norului. Norul se încalzește treptat, iar dupa ce temperatura depașește circa

2000K, granulele de praf se evaporș și moleculele se disociază. Temperatură crește în continuare,

iar atunci când atinge valori de ordinul zecilor de mii de grade K, se produce fenomenul de

ionizare a materiei. Procesul de contracție gravitațională se accelerează cu timpul, iar in anumite

condiții fizice (daca masa norului e mare), acest proces ia formă violentă de prabușire

gravitațională. Temperatura norului crescând, acesta începe să radieze; astfel norul se transforma

într-o protostea. Observațiile arată că stelele tinere se găsesc în grupe. Asta înseamna că s-

au format în același nor. În procesul de contracție gravitațională s-au format mai multe centre de

condensare, norul s-a fragmentat în mai multe părți. Părțile rezultate din fragmentarea norului

molecular se transformă treptat în globuri mai mari, întunecate, numite globule. O globulă tipică

este de mărimea sistemului solar și are o masă de cel puțin 200 de ori mai mare decât cea a

Soarelui.Aceasta este încă un obiect foarte rece și întunecat. Încetul cu încetul, el devine mai

dens și mai cald, apoi se transformă într-o protostea care începe să strălucească. Materia

protostelelor continuă să se contracte. Protostelele par înfășurate într-un "cocon" de gaze. Ele

strălucesc, dar sclipirea lor este neregulată. Jeturi foarte rapide de gaze sunt emise în direcția

polilor. Când temperatura în centru atinge 10 milioane de grade, se declanșează reacțiile

nucleare: s-a născut o stea. Timpul necesar ca o protostea să devină stea depinde de masa

acesteia: 30 de milioane de ani pentru o stea ca Soarele, dar pentru o stea de zece ori mai masivă

nu e nevoie mai mult de 300.000 de ani. În viata unei stele contractia gravitatională este o faza

rapida de evoluție. De aceea este dificil de surprins stelele în 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 că sunt

în faza de contracție gravitațională.

B. Stadiul de stea a secvenței principale

Acesta este al doilea stadiu în evoluția unei stele. o stea ramâne un timp

îndelungat în acest stadiu - cea mai mare parte a vieții sale. în secvența principală steaua radiază

energia furnizată de reacțiile termonucleare (sursa principală de energie este arderea

hidrogenului). Aici steaua este într-o fază de echilibru, în care masa, raza și luminozitatea sunt

aproape constante (luminozitatea variază cu cateva zecimi de magnitudine în milioane - miliarde

16

de ani). Poziția pe care o ocupa o stea în secvența principală depinde de masa ei.

Reacțiile termonucleare transformă hidrogenul în heliu, iar timpul de existentă a stelei în

secvența principală, depinde de viteza reacțiilor. Aceasta depinde de temperatura interiorului

stelei, care la rândul ei depinde de masă. Stelele cu masă mare rămân un timp relativ scurt în

secvența principală(milioane de ani), iar cele cu masă mică rămân un timp îndelungat (zeci de

miliarde de ani).

Reacțiile termonucleare se desfășoară în regiunea centrală a stelei numita nucleu.

Când hidrogenul din nucleu este în întregime transformat în heliu, se încheie al doilea stadiu de

evoluție a stelei. Reacțiile de transformare a hidrogenului în heliu continuă într-un înveliș în jurul

nucleului. Calculele arată că în această fază evolutiva nucleul stelei se contractă, densitatea și

temperatura centrală cresc repede. În același timp învelișul stelei se dilată, dimensiunile și

luminozitatea stelei cresc. Steaua iese din secvența principală și se deplasează rapid (in milioane

de ani) spre regiunea gigantelor. În această deplasare, dacă masa stelei este suficient de mare, ea

poate traversa o zona de instabilitate,  devenind o stea variabilă pulsantă de tip Cephei. Poziția

diferită a secvențelor principale la roiurile globulare (M3, M92) se explică prin diferența în

compoziția chimică.

Diferitele roiuri au secventa principală deplasată în mod diferit. De aici se poate deduce

vârsta roiului. Cel mai tanar roi este NGC 2362, a carui vârstă este evaluată la cateva zeci de

milioane de ani. Roiurile globulare pot avea vârste de peste 10 miliarde de ani.

C. Stadiul de stea gigantă

Când o stea și-a consumat în timp cea mai mare parte din combustibilul de

hidrogen, miezul acesteia se contractă și devine mai cald. Hidrogen se găsește încă din abundență

la marginea stelei, unde continuă sa se transforme în heliu. Steaua se mărește, și culoarea

acesteia tinde spre roșu. Steaua devine o gigantă roșie. Diametrul său poate ajunge de 10 până la

100 ori mai mare decât cel al Soarelui nostru. În centru se declanșează noi reacții nucleare: heliul

prezent în mijlocul stelei se transformă în carbon. Atmosfera stelei este proiectată în spațiu,

formând în jurul stelei o sferă de gaze în expansiune, o nebuloasă.

Când heliul din mijlocul stelei se transformă în carbon, steaua se contractă din nou, dar

nu mai devine suficient de caldă pentru a declanșa noi reacții nucleare. Ea devine o pitică albă (o

stea mică, de mărime comparabilă cu Pământul; dar unde o cantitate de materie de mărimea unui ou

17

cântărește câteva tone). Această stea se răcește, strălucirea ei scade încetul cu încetul, până se stinge.

Nu mai rămâne din ea decât o "pitică neagră", prea rece ca să mai strălucească.

  Combustibil  

Temperatură

în

 Milioane Kelvin 

  Densitate (kg/cm³)  Durata

arderii

H 40 0,006  10

Milioane ani   

He 190 1,11 Milion

ani

C 740 240 10.000 ani

Ne 1.600 7.400 10 ani

O 2.100 16.000 5 ani

S/Si 3.400 50.0001

săptămână

Miez 10.000   10.000.000   -

18

(fig.9) Cassiopeea A

este rămăşita unei stele masive

care a explodat ca supernovă

acum 325 de ani.

http://www.world-

mysteries.com/dwp_astronomy .ht

m

Stelele cele mai masive produc elemente chimice mai grele, cum ar fi fierul. Ele cresc și

devin supragigante, cu o rază chiar și de mii de ori mai mare decât cea a Soarelui. Interiorul lor

este format dintr-o succesiune de straturi din ce în ce mai puțin calde și mai puțin dense spre

exterior, compuse din diferite gaze. Brusc, ele explodează și materia lor se împrăștie în spațiu.

Este un adevărat joc de artificii cosmic. În mod violent, steaua devine de 10 miliarde de ori mai

luminoasă decât Soarele. Acest fenomen poartă numele de supernovă. După explozie, nu mai

rămâne din ea decât miezul. În funcție de masa pe care o are, acesta devine fie o stea de neutroni,

fie o așa-numită "gaură neagră".

D. Stadii tarzii în evoluția stelelor

Stadiul de stea pitica alba. Scurgerea lentă de materie are loc la gigantele de masă mica.

În acest mod se formează nebuloasele planetare, ale căror nuclee firbinți se transformă în stele

pitice albe.

19

Pentru gigantele cu masă mai mare, pierderea de masă are loc printr-o explozie de nova

sau printr-o serie de explozii (nove recurente). Dacă masa finală, după explozie, este 1,2 mase

solare (limita lui Chandrasekhar), steaua se transformă într-o pitică albă. Pentru gigantele cu

masă mai mare trecerea la stadiul de pitică albă se poate face printr-o explozie de supernovă

(daca masa finala este sub 1,2 mase solare).

În urma pierderii de masă, învelisul de hidrogen fiind expulzat în spatiu, din stea rămane

nucleul foarte dens. Astfel, piticele albe sunt stele foarte dense, formate din materie

degenerată(gaz electronic degenerat). In ele nu mai au loc reacții termonucleare, radiind pe

seama rezervei de energie termică acumulată în trecut. Piticele albe se răcesc treptat

transformându-se în pitice negre (care nu se observa).

Prima pitică albă descoperită a fost Sirius B in constelația Cainele Mare. Pe baza

observațiilor s-a calculat densitatea medie a acestei stele ca fiind de 230 kg/cm3 și diametrul

comparabil cu cel al pamântului. Această densitate foarte mare se explică prin deposedarea

atomilor de învelisul lor de electroni care ocupă mult spatiu, rămânând lipiți unul de altul, nucleu

langă nucleu. Stadiul de pitică albă e un stadiu final în evoluția unei stele, pitica albă fiind o stea

care moare prin racire.

Stadiul de stea neutronica. Dacă după explozia de supernovă a unei stele cu masă inițiala

mare, masa ramasă a stelei este mai mică, atunci acest nucleu stelar se contractă puternic (prin

colaps gravitational), transformându-se în stea neutronică. Într-o anumită fază a existenței sale

aceasta se poate manifesta ca radiopulsar sau ca sursa discreta de raze X într-un sistem binar

restrâns (eventual - pulsar Roentgen).

Stadiul de gaura neagra. La gigantele masive, masa care ramane după explozie poate

depași 2,5-3 mase solare. Un asemenea nucleu stelar dens este instabil intrând în colaps

gravitațional, care (teoretic) se contractă idefinit. Cand raza stelei în colaps gravitațional coboară

sub raza Schwarzschild, steaua se transformă într-o gaura neagră. Gaurile negre sunt considerate

ca singularitati ale Universului.

În procesul de evoluție un rol important ar putea sa joace rotația stelelor.

Observațiile 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

20

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 ridicată. Protosteaua, condensându-se mai departe, își va mări viteza de

rotație, transformându-se intr-o stea cu o viteză ecuatorială de câteva sute de km/s (indepedent de

masa). Asemenea viteze se observă la stelele de tip spectral timpuriu, in timp ce stelele de tip

spectral târziu au rotații mult mai lente. S-ar părea că acest fapt este legat de prezenta in jurul

stelelor de tip spectral târziu a unor

sisteme planetare, analoage

sistemului planetar ce graviteaza in

jurul Soarelui. Dacă lucrurile stau

așa, atunci inseamna că numărul

sistemelor planetare din Galaxia

noastra (ca si din alte galaxii)

trebuie sa fie mult mai mare.

(fig.10) Viziune artistică

asupra unei găuri negre aflată in

centrul unei galaxii. Haloul de culoare albastră reprezintă radiație emisă.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2006-101

Pe bolta cerească, in nopțile senine ne pot atrage atenția stele ca:

  Stea     Celebritate  

Steaua PistolCea mai luminoasă (de 10 milioane de ori mai puternică

ca Soarele)

Sirius A Cea mai luminoasă de pe cerul nocturn. De 24 de ori mai

21

luminoasă ca Soarele. Cunoscută și ca Steaua Câinelui.

Proxima CentauriCea mai apropiată de noi (4,23 ani-lumină). Urmează

Alpha Centauri A și apoi Alpha Centauri B.

BetelgeuseUna dintre cele mai mari cunoscute (100 milioane km

diametru)

VY Canis Majoris

Cea mai mare stea cunoscută,dar și una dintre cele mai

luminoase situata în constelatia Canis Major (distantă fată de

pamânt: 5,000 ani-lumina).

ShurnarkabtishashutuCel mai lung nume de stea. În arabă - "sub cornul sudic al

taurului".

Hyades (300 stele)Cel mai apropiat roi de stele, cca. 150 ani-lumină. În

constelația Taurului.

PSR J1748-2446ad Pulsarul cu cea mai rapidă rotație (716 rot/sec)

(fig.11) Sistemul de stele Alpha

Centauri și marimea acestora in comparație

cu Soarele.

http://www.jb.man.ac.uk/astronomy/nightsky/AList/Centaurus.html

22

(fig.12) Sisteme stelare vecine Soarelui.

http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2002/cas-projects/sweden_eridani_1/

4. Tipuri de stele

Stelele se grupează în mai multe categorii:

După strălucirile lor absolute și după temperaturile sau spectrele lor:

o - stele normale, (cele din secvență principală),

o - stele gigante, (de diferite categorii),

o - stele pitice albe,

o - stele subpitice.

După compoziția lor chimică, după poziția în galaxie și după mișcările lor, stelele se

împart în diferite:

o - populații de stele .

După existența sateliților care le însoțesc (cu sateliți luminoși sau sateliți întunecați):

o - stele duble:

- stele duble optice, După modul de separare spre a fi vizibile:

- stele duble vizuale, (separate cu luneta),

- stele duble spectroscopice, (puse în evidență prin deplasarea periodică a liniilor

spectrale).

- stele duble cu eclipsă, (puse în evidență prin eclipsarea lor reciprocă).

23

- stele duble fizice.

- stele multiple,

- sisteme planetare.

După modul de grupare în spațiu:

o - asociații de stele,

o - roiuri de stele:

- roiuri difuze,

- roiuri globulare, (care pot conține sute de mii de stele).

o - galaxii, ( care pot conține sute de miliarde de stele).

După modul de strălucire:

o - stele cu strălucire constantă,

o - stele cu strălucire variabilă, periodică sau neregulată, datorită pulsațiilor

intrinseci sau exploziilor, (numite stele variabile).

24

Pulsarii

In anul 1967 la Cambridge (Anglia) au fost descoperite câteva surse cosmice, care

emiteau in domeniul undelor radio impulsuri scurte, riguros periodice, cu perioade de ordinul

fracțiunilor de secundă, care au fost numite pulsari. Pană 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 reprezintă numai câteva procente din durata perioadei. Observațiile au arătat că și in

alte domenii ale spectrului (optic, Roentgen, gama) emisia se face sub formă de impulsuri, cu

aceeasi perioadă. Polarizarea radiatiei in diferite domenii spectrale și creșterea intensitații ei cu

lungimea de undă, arată că radiația pulsarilor nu este de natură termică.

Determinările de distantă pentru diferiti pulsari arată ca ei sunt situați intre sute de parseci

și zeci de mii de parseci, fiind obiecte galactice (relativ apropiate). Se

consideră, pe baza datelor de observație, că pulsarii sunt stele neutronice in rotație rapidă, in

prezența unui puternic câmp magnetic (Gold). Axa magnetică a câmpului dipolar (1012 Gs) este

inclinată pe axa de rotație, iar radiația sub formă de impulsuri este emisă de zone (pete) fierbinți

din vecinătatea axei magnetice, printr-un mecanism de far. Luminozitatea

integrală a pulsarilor poate depăși pa cea solară cu 1-2 ordine de mărime, cea mai mare parte a

radiației fiind emisa la frecvențe mari (raze X și gama). In diferite domenii spectrale sunt

sugerate diferite mecanisme de emisie: emisie coerentă, radiația sincrotronică, impraștiere

Compton inversă. Observațiile

arată că perioada unui pulsar crește cu timpul, fapt explicat prin fenomenul de frânare magnetică.

Un pulsar remarcabil este pulsarul NP 0532 care coincide cu steaua centrală din

nebuloasa Crabul. Legătura fizică dintre cele doua obiecte indică relatia genetică dintre pulsari

(stele neutronice) și ramașițele de supernovă. La sfarșitul evoluției stelare, dupa epuizarea

rezervelor de energie termonucleară ale unei stele de masa mare, se produce explozia de

supernova, care expulzează in spațiu invelișurile superficiale ale stelei. Această explozie este

legată de implozia rapidă (colaps gravitational) a nucleului, care se transformă intr-o stea

neutronică.

25

La unii pulsari (pulsarul din nebuloasa Crabul, pulsarul PSR 1641-45 din Velele) s-au

observat descreșteri bruște ale perioadei (glitches), explicate prin seisme produse in invelișul

solid al stelei neutronice (crusta). Fenomenul este cunoscut sub numele de cutremur stelar.

Cu marele radiotelescop de la Arecibo s-a descoperit in anul 1974 pulsarul PSR

1913+16, care ulterior s-a dovedit a fi componentă a unui sistem binar strans, cu o orbită

excentrică, de perioada foarte scurtă (7h45m). Cercetarile au arătat ca sistemul binar

corespunzator este un adevarat laborator de gravitație relativistă. Ambele componente par a fi

stele neutronice, cu mase de circa 1,4 mase solare. Din variația perioadei pulsarului (0s,059) s-au

pus in evidență numeroase efecte relativiste, dintre care:

-avansul periastrului cu o viteză unghiulară de 4o,226/an;

-variția perioadei orbitale, interpretată ca fiind prima evidență observațională

(astofizica) privind existența radiației gravitaționale in Univers.

S-au mai descoperit și alti pulsari - componente ale unor sisteme binare stranse: PSR

0820+02 și 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.

(fig.13) Radio telescopul Arecibo

(Puerto Rico)

http://galeri.uludagsozluk.com/r/arecibo-radyo-

teleskobu-23846/

(fig.15) Pulsarul Vela este un pulsar ce emana

radiație radio, gmma, x și luminoasă. Acesta este asociat

cu supernova Vela din aceași constelație. Observarea

directă a acestuia in 1968 de catre astronomii de la

26

Universitatea din Sydney a dovedit nașterea stelelor neutronice in urma supernovelor.

http://www.as.wvu.edu/~pulsar/phsurv_single/

5. Roiuri și asociații 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.

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.

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.

27

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.

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:

28

- 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).

(fig.15) Pleiadele, un roi stelar

deschis dominat de stele fierbinți albastre

înconjurate de reflecțiile nebulozității.

http://ro.wikipedia.org/wiki/Stea

6. Concluzie

In cadru proiectului stelele sunt prezentate ca fiind doar niște simple sfere de gaz,

caracterizate de anumiți parametri, în care are loc reacții de fisiune între moleculele de hidrogen

rezultând heliu și energie sub diferite forme.

Dar acestea sunt mai mult decât simple reacții chimice, acestea asigură “lumina

Universului” în sensu că reprezintă nuclee în jurul cărora, datorită gravitației, are loc formarea

planetelor pe suprafața cărora datorită energiei solare ia naștere viață complexă, cum este cazul și

planetei noastre. Cu toate acestea stelele continua să rămână acele corpuri cerești care continuuă

să capteze atenția, atât a oamenilor de știință cât și a oamenilor obișnuiți pentru care stelele nu

sunt decât acele mici puncte luminoase ce pot fi privite doar noaptea pe cerul senin, și care ne fac

să credem că suntem pe un cu totul alt tărâm, unde dorințele ne sunt îndeplinite de acestea în

momentul când cad pe pământ și tot odată acestea reprezintă persoanele dragi care nu mai sunt

printre noi și care continuă să ne vegheze de sus.

29

Pentru mine stelele nu sunt decât un mister captivant ce adaugă un pic de romantism și

speranță in nopțile liniștite.

(fig.16) Tradiția spune că dacă

iți pui o dorință cand vezi o stea

cazătoare aceasta se va indeplini. (De

fapt stelele căzătoare sunt meteori

sau meteoriți )

http://writing.gather.com/viewArticle.action?articleId=281474977472622

30

Bibliografie

http://www.infoastronomy.com/stele.html

http://www.preferate.ro/referat-Astronomie-Nasterea-si-evolutia-stelelor--Tipuri-

de-stele-2-3195.html

http://www.nightsky.ie/2010/01/betelgeuse-in-unprecedented-detail/

http://ro.wikipedia.org/wiki/Stea

http://ro.wikipedia.org/wiki/Clasificarea_stelelor

31

ANEXE

Ultra Deep Field, imagine făcută de Telescopul Spațial Hubble și surprinde peste 10 000 de galaxii ce sunt presupuse a fi printre primele formate în urma Big Bangului. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/07/image/

32

Diagrama ilustrează partea din Univers ce a fost fotografiată de Telescopul Spațial Hubble cu ajutorul a doua camere, Advanced Camera for Surveys și Near Infrared Camera and Multi-Object Spectometer, și care a fost denumită Hubble Ultra Deep Field (HUDF). HUDF arată primele galaxii ce au ieșit din așa numitul Ev Mediu, moment imediat apropiat Big Bangului. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/07/text/

Telescopul Spațial Hubble –cel mai faimos telescop de pe Pământ, aflat de 20 de ani pe orbită, a oferit cele mai uimitoare imagini ce au dus la o mai bună ințelegerii a Universului și implicit a lumii în care trăim. mhttp://www.astronomy2009-algeria.org/hubble-telescope.html

33

Evoluția stelelor in funcție de marimea acestora http://www.siprep.org/faculty/aokeefe/Astronomy-2006-07-2ndSemester.cfm

34