Spectroscopie de mică rezoluție la 5 clase diferite de stele

Reducerea reflexiilor și artefactelor la telescoapele de tip Newton
1 februarie 2018
Observatii astronomice, 09 Februarie 2018
19 februarie 2018

Spectroscopie de mică rezoluție la 5 clase diferite de stele

Introducere

Autor:
Prof. Daniel Bertesteanu
Astronom amator

Analiza spectroscopică este o tehnică deosebit de puternică în astronomie deoarece oferă informații despre temperatura și compoziția chimică a obiectelor cerești. Prin spectroscopie putem clasifica asterozii și descoperi molecule organice în comete, putem cerceta sisteme binare care nu pot fi rezolvate optic, putem analiza natura surselor luminoase de cer profund (nebuloase, nove, supernove, quasari) sau putem calcula viteza cu care stelele si galaxiile se rotesc sau se deplasează față de noi. Tot prin spectroscopie putem face aprecieri cantitative și calitative despre compoziția mediului interstelar, a coroanei solare sau a discului de materie din jurul stelelor eruptive.

Privite cu ochiul liber sau prin telescop stelele nu par a fi foarte diferite unele de altele. Tot ce putem observa este diferența de culoare dintre ele: unele au o culoare bleu, cele mai multe sunt albe iar altele sunt portocalii:
– Culoarea pe care o vedem când privim stelele este influențată de mediul prin care trece lumina înainte de a ajunge la noi. Mediul interstelar nu este chiar “gol”. Cu cât stelele sunt mai îndepărtate cu atât probabilitatea ca între ele și noi să mai fie ceva este mai mare. Chiar dacă în ansamblu are densități mici, praful cosmic afectează puternic lumina primită de la stele (extincție interstelară). Acesta împrăștie lungimile de undă mici (albastrul) mai intens decât pe cele mari (roșu) și de aceea multe stele îndepărtate sau aflate în regiuni cu praf mai dens par mai roșii și mai puțin luminoase decât sunt în realitate.

Și mai puține sunt grena:
– Miu Cephei este una cele mai mari stele cunoscute pe care le putem observa cu ochiul liber după Epsilon Aurigae și VV Cephei. Situată la o distanță de 6000 de ani lumină, Miu Cephei este o supergigantă roșie de clasă M atât de mare încât dacă ar înlocui Soarele s-ar întinde dincolo de orbita lui Saturn. Parte din culoarea ei – grena- este produsă și de praful interstelar din galaxia noastră prin care lumina stelei trebuie să trecă pentru a ajunge la noi. În 1783 Sir William Herschel o descrie astfel: “It is of a very fine deep garnet colour, such as the periodical star O Ceti was formerly, and a most beautiful object, especially if we look for some time at a white star before we turn our telescope to it, such as a cephei, which is near at hand.” Sursa citată – AAVSO: https://www.aavso.org/vsots_mucep

În acest material vă voi prezenta o colecție de profile spectrale la câteva stele mai importante din analiza cărora putem obține informații foarte valoroase. Despre stelele Be cu inel, liniile întunecate din profilul planetei Venus, “dinții de fierăstrău” din spectrul gigantelor roșii sau despre cum a devenit Johann Balmer faimos la 60 de ani, veți afla în cele ce urmează.

Dincolo de valoarea lor observațională, de constatare și confirmare a ceeace știm deja despre stele din studiile astronomilor profesioniști, profilele expuse au ca finalitate un scop didactic și motivațional. Ele ne arată că spectroscopia este accesibilă și la nivel de amatori, se poate face inclusiv cu instrumente modeste, este spectaculoasă prin rezultatele obținute și se integrează perfect în cadrul proiectelor de tip citizen science.

Pentru a compara și analiza spectrele stelare obținute și a înțelege la ce ne uităm în spectrele din partea a II ade analiză observațională – a acestui caiet, trebuie să vorbim mai întâi despre structurile și procesele care stau în spatele formării liniilor spectrale. Cele scrise în partea teoretică de mai jos se vor regăsi sub o formă sau alta în partea a doua și vă recomand să o parcurgeți.

Capitolul I
Partea teoretică

În funcție de natura și condițiile în care care se află un element chimic/obiect, acesta poate genera 3 tipuri de linii spectrale (fig.2). Ele sunt produse când un electron (sau mai mulți) trece de la un nivel energetic la altul:
-Pentru o reprezentare mai ușoară a nivelelor energetice ale unui atom trebuie să le gândim ca fiind niște învelișuri, strat după strat, aflate la anumite distanțe din ce în ce mai mari față de nucleu și care sunt numerotate 1, 2, 3, 4, 5… Primul nivel, denumit de bază, are energia cea mai mică, nivelul 2 are energie mai mare și așa mai departe până la ultimul nivel care are energia cea mai mare. Electronii pot urca de la nivelul 1 la nivelul 2 (de exemplu) doar dacă primesc o anumită cantitate de energie, nici mai mult, nici mai puțin. Pentru tranziția 1-3 este nevoie de și mai multă energie, după cum și noi oamenii avem nevoie de mai multă energie pentru a urca 2 trepte în loc de una. Pentru tranziția 1-4, de și mai multă energie. Electronii preferă să stea pe nivele energetice mici iar pentru a face tranziții spre nivele ridicate, trebuie să primească musai o cantitate fixă de energie denumită de fizicieni quantă.
Tranziția este însoțită de absorbția sau emisia unui foton. Dacă excludem tranzițile intermediare, energia acestui foton absorbit sau emis corespunde întotdeuna cu energia pe care a electronul a primit-o pentru a face tranziția.

1. Spectrul continuu – este generat de obiectele solide încălzite/incandescente și de substanțe gazoase aflate la temperaturi și presiuni foarte mari; lumina degajată în aceste condiții se distribuie pe toate lungimile de undă ale spectrului vizibil (și chiar dincolo de el), de la violet-albastru și până la roșu închis. Fiecare din aceste lungimi de undă are o anumită energie asociată care crește de la roșu spre violet. Din analiza spectrului continuu al unui obiect incandescent putem știi temperatura la care se află acesta (Legea lui Wien: TKelvin= 2.897*10-3metri*Kelvin/λmax): dacă maximul intensității este în albastru înseamnă că obiectul este mai fierbinte decât alt obiect la care maximul este în roșu. Cu alte cuvinte, putem cunoaște temperatura stelelor căutând la ce lungime de undă se află maximul curbei spectrului continuu (fig. 1):
– Întotdeauna când vorbim de temperatura stelelor, ne referim la temperatura lor de suprafață- temperatura fotosferei.
*exemple de obiecte care generează spectre continue: becurile cu incandescență, magma vulcanică, un cui înroșit, gazele fierbinți ionizate din interiorul stelelor.

2. Spectrul de emisie – este generat de substanțe gazoase afate la presiuni mici și temperaturi mari (nebuloasele, tuburile cu flourescență-neoanele, diodele). În momentul în care atomii din aceste substanțe sunt excitați în vreun fel (prin căldură, radiații UV, ciocniri cu alte particule, curent electric) electronii din componența lor primesc energie, trec la un nivel superior, stau aici un anumit timp și apoi revin direct la nivelul de la care au plecat sau revin în pași intermediari. Coborârea la nivelul inițial sau intermediar este însoțită de eliberarea energiei primite sub formă de radiație electromagnetică-fotoni-linii strălucitoare:
– De reținut că traiectoria fotonului emis prin coborârea la nivele inferiorioare nu are neapărat același sens cu direcția radiației inițiale primite, ci este la un unghi de ieșire diferit.
Fiecare linie apare la anumite lungimi de undă discrete iar modelul format de ele este caracteristic pentru fiecare specie atomică/moleculă din tabelul lui Mendeleev. De aceea, astronomii utilizează spectrele de emisie/absorbție pentru a determina compoziția chimică a obiectelor cerești atât calitativ cât și cantitativ chiar dacă se află la ani lumină distanță față de noi.

Fig.1- Relația dintre radiația corpului negru și temperatură

Fig.2- Tipuri de spectre în funcție de modul în care sunt generate

Din figura 2 se poate observa că spectrele de absorbție și cele de emisie sunt complementare. Lumina care este absorbită de un gaz într-o direcție va fi reemisă într-o altă direcție iar dacaă cineva se află în acea direcție o va observa.

3. Spectrul de absorbție – se formează atunci când lumina provenită de la un obiect cu spectru continuu (o stea de exemplu) trece printr- un gaz cu temperatură mică (nu neapărat în sensul cotidian terestru, gazul respectiv se poate afla și la temperaturi de sute sau chiar mii de grade kelvin:
– De exemplu, pentru formarea liniilor de absorbție ale hidrogenului (seria Balmer despre care vom vorbi în paginile următoare) sunt necesare temperaturi cuprinse între 7000 și 1000°K.
În cazul concret al spectroscopiei stelare, liniile de absorbție care caracterizează fiecare clasă de stea, sunt generate de substanțele din fotosferă (în principal hidrogen dar nu numai). Aici, fotonii care vin de dedesubt se ciocneasc cu atomii din fotosferă (aflați la nivele energetice mai mici datorită temperaturilor mai scăzute) iar dacă energia cinetică este suficientă (quantele despre care vorbeam), electronii o vor absorbi și vor face tranziții spre nivele superioare.
– Putem calcula energia necesară unei tranziții și implicit corespondentul ei în lungimea de undă asociată cu ajutorul formulelor Rydberg-Planck: Energia=R*(1/n2 final-1/n2 inițial), unde R=constanta lui Rydberg=1097*107metri-1; Pe de altă parte, știm de la Planck că energia unui foton este egală cu h*c/λ, unde h=constanta lui Planck=6.626*10-34m2kg/s; c=viteza luminii în vid; λ=lungimea de undă. Egalând cele 2 relații obținem: 1/λ=R*(1/n2 final – 1/n2 inițial), de unde îl putem afla pe λ.
Cum fiecare lungime de undă are o energie asociată, aborbția acestei energii de către electron va duce la lipsa lungimii de undă respective din spectru. Prin urmare, în spectru vor apare astfel linii întunecate- linii de absorbție- specifice pentru fiecare specie atomică sau moleculă:
– Acesta este motivul pentru care observăm linii întunecate în spectrul Soarelui sau al oricăriei alte stele.

Analiza atentă a liniilor de absorbție ne relevă câteva situații:
– tăria unei linii nu este corelată cu prezența elementului respectiv în stea; faptul că stelele de clasă G au linii de aborbție mici pentru hidrogen, nu înseamnă că au mai puțin hidrogen decât cele de clasă A la care aceste linii sunt de intensitate maximă;
– tăria unei linii depinde de numărul atomi din fotosferă aflați pe direcția noastră de observație și de starea în care se află electronii lor astfel încât să fie capabili să absoarbă fotoni de dedesubt.
– fotonii absorbiți/emiși trebuie să fie în spectrul vizibil;
– liniile de absorbție largi sunt generate de stele fierbinți (pitice sau din secvența principală), dense, cu presiuni de suprafață mari și la un nivel mai adânc din fotosferă. Densitatea mare și temperaturile ridicate din aceste stele fac ca ciocnirile să fie mult mai probabile, drumul fotonilor este întrerupt iar energia emisă este ulterior reasorbită în quante mici, rezultatul interacțiunilor dintre electroni ducând la lărgirea benziilor de absorbție („Colisional broadening”).
De asemenea, la temperaturi mari electronii au viteze mari datorită agitației termice (Thermal broadening: viteza unui atom (v)= √(2kT/m), unde k= ct lui Boltzmann, T= temperatura la care se află atomul respectiv, m= masa atomului); în fotosferă, unii de mișcă către noi iar alții în direcție opusă, rezultatul final fiind un doppler-shift care lărgește benzile:
– Doppler broadening (Δλ): λ*v/c, unde λ= lungimea de undă la care ne referim; v= viteza atomului; c= viteza luminii;
În stelele pitice cu câmpuri magnetice intense, efectul de lărgire a benzilor se poate produce și ca urmare a efectului Zeeman.
– liniile de absorbție înguste sunt generate de stele mai reci, cu presiuni de suprafață mici, atmosfere mai puțin dense și în zone mai superioare ale fotosferei unde agitația termică a electronilor este mai redusă și efectul de “broadening” limitat.

Fig. 3- Generarea liniilor de absorbție alfa, beta si gama ale hidrogenului din seria Balmer
Stelele cu temperaturi mai mari de 10000°K ionizează hidrogenul din fortosferă și nu prezintă linii Balmer iar stelele cu temperaturi mai mici de 7500°K nu emit fotoni cu suficientă energie pentru a determina electronii din fotosferă să facă tranziții de pe nivelul 2.

Cele mai folosite linii de absorbție folosite de astronomi pentru clasificarea spectrală a stelelor sunt cele ale hidrogenului din seria Balmer:
– Seria Balmer: Halfa- tranzitie 2-3 la 656nm; Hbeta- tranzitie 2-4 la 486nm; Hgama- tranzitie 2-5 la 434nm; Hdelta- tranzitie 2-6 la 410nm; Hepsilon- tranziție 2-7 la 397nm; Hzeta- tranziție 2-8 la 388nm; Heta- tranzitie 9-2 la 383nm;
Aceste linii se produc prin excitarea atomilor de hidrogen din fotosferă ai căror electroni vor trece în tranziții de pe nivelul 2 la nivele superioare (3, 4, 5, 6, 7, 8 și 9) și absorb astfel o anumită cantitate de energie corespunzătoare unei lungimi de undă specifice (Fig.3). Deși în secolul XIX fizicienii observaseră liniile de absorbție Balmer atât în atmosfera soarelui cât și a altor stele, nu puteau spune cu precizie la ce lungimi de undă se află mai exact. Aici intră în scenă Johann Balmer (1825-1898).

Până la 60 de ani Balmer nu s-a remarcat prin ceva deosebit în comunitatea științifică din Elveția natală, fiind doar profesor la un gimnaziu de fete și un matematician înzestrat. În 1885, la 60 de ani, dă lovitura printr-o contribuție majoră: descoperă o formulă empirică prin care poate prezice cu exactitate liniile de absorbție ale hidrogenului din spectrul vizibil (viitoarele linii care îi poartă numele). Prin această formulă fizicienii au putut corecta erorile de măsurare de la acea vreme și mai mult, au putut prezice și alte linii care au fost confirmate ulterior:
– Balmer a observat că, dacă ridicăm la pătrat un număr întreg mai mare de 2 și îl împărțim la el însuși (tot la pătrat) minus 4, atunci rezultatul înmulțit cu 364.50682 nm va da lungimea de undă a unei linii de hidrogen din spectrul vizibil. Formula lui Balmer este  următoarea: λ= B(n2/n2-4), unde λ- lungimea de undă, B- 364.50682 nm, n- orice număr întreg mai mare decât 2;
Importanța seriei Balmer- după cum vom vedea și în spectrele noastre- este că, datorită abundenței hidrogenului în Univers, liniile se regăsesc în spectrele multor stele și sunt foarte puternice în comparație cu liniile altor elemente (metale de exemplu), fapt care a condus în timp la actualul sistem de clasificare a stelelor în funcție de tăria acestor linii. Din analiza atentă a acestor linii, astronomii pot găsi temperatura stelelor, pot estima viteza lor de rotație sau companioni ascunși telescoapelor optice, pot afla gravitația de suprafață a stelelor și odată cu aceasta pot estima masa, luminozitatea intrinsecă și distanța până la ele. Implicațiile în cosmologie sunt foarte importante, prin doppler-shiftul acestor linii putându-se determina viteza de rotație a discului de acreție din jurul quasarior, viteza de de recesiune a galaxiilor și expansiunea universului.

Clasificarea stelelor:
În partea a II a a lucrării vom vorbi despre clase de stele și trebuie să știm motivele pentru care o stea este inclusă într-o clasă și nu în alta. De-a lungul timpului astronomii au clasificat fiecare stea observată pe baza profilului spectral și a luminozității, rezultând un sistem format din litere, cifre arabe și cifre romane.

Sistemul actual de clasificare a stelelor s-a conturat în 2 etape:

– sistemul Harvard: contribuția majoră la realizarea lui a avut-o Annie Jump Canon- stelele sunt clasificate în funcție de temperatura lor în 7 clase numerotate cu litere mari (OBAFGKM)17, stelele de clasă O fiind cele mai fierbinți iar cele de clasă M cele mai reci:
– Inițial clasele începeau de la litera A și urmăreau fiecare literă a alfabetului până la Q. Annie pe baza observațiilor a mii de profile spectrale a renunțat la câteva litere-clase (C, D, E, H, L, N, P, R, Q)  și a rearanjat seria punând clasele O și B în fruntea listei. A rezultat astfel seria actuală de clase spectrale (OBAFGKM) care poate fi reținută mnemotehnic astfel: “O be a fine girl/guy, kiss me!”
Trebuie spus că la vremea când Annie a propus acest sistem de clasificare, nu se știa că el reprezintă de fapt un sistem bazat pe temperatura stelelor, lucru care s-a descoperit mult mai târziu. Annie a împărțit stelele în funcție de spectrul luat ca ansamblu și predominanța anumitor linii spectrale cum ar fi seria Balmer de hidrogen, liniile de heliu, cele de calciu și cele metalice:
Clasa O- stele cu linii de heliu ionizat și linii de hidrogen slabe; cele mai fierbinți stele: 30000-40000°K
Clasa B- stele cu linii de heliu neionizat și linii de hidrogen moderate; 10000-30000°K
Clasa A- stele cu linii de hidrogen foarte puternice; 7500-10000°K
Clasa F- stele cu linii de hidrogen și calciu moderate; 6000-7500°K
Clasa G- linii de hidrogen slabe și linii de calciu ionizat foarte puternice; (Soarele); 5000-6000°K
Clasa K- linii metalice ionizate moderate și linii moleculare moderate; 3700-5000°K
Clasa M- linii moleculare puternice; 2500-3700°K

Ulterior s-a constatat că stelele pot fi diferite între ele chiar dacă fac parte din aceeasi aceiași clasă spectrală, cum este cazul stelelor pitice roșii din secvența principală și cel al gigantelor roșii: ambele au aceeași temperatură și culoare, dar în ceea ce privește proprietățile lor fizice și structura internă, suntforte diferite. Prin urmare, în cadrul fiecărei clase au fost introduse cifre arabe, de la 0 la 9 care să arate temperatura stelelor respective: o stea de clasă A0 este mai fierbinte decât una de clasă A1, care este mai fierbinte decât o stea de clasă A9; stelele numerotate cu cifra 9 sunt cele mai reci din clasa respectivă și fac tranziția spre clasa inferioară.

– Sistemul Yerkes (Mai este conoscut și ca sistemul MKK de la numele inițiatorilor săi Morgan- Keenan- Kellman): clasifică stelele în funcție de luminozitatea lor (clase de luminozitate), notându-le cu cifre romane. Spre deosebire de sistemul precedent, sistemul Yerkes măsoară aspectul anumitor linii de absorbție (cât sunt de adânci, de înguste sau de largi) pentru a face o estimare a gravitației de suprafață a stelelor și a luminozității lor. Gravitația de suprafață a unei stele pitice este mult mai mare decât a uneia gigante, iar acest lucru se traduce în spectru ei prin benzi lărgite:
– Deoarece g=G*M/R2, iar raza unei stele pitice este mult mai mică decât a unei gigante; accelarația gravitațională este invers proporțională cu pătratul razei stelei.
Clasificare (sursa citată- University College London, curs online de astrofizică: http://www.star.ucl.ac.uk/~pac/spectral_classification.html):
Ia- supergigante strălucitoare;
Ib- supergigante;
III- gigante strălucitoare;
II- gigante;
IV- subgigante;
V- stele din secvența principală22

Capitolul I pe scurt:
Înainte de a trece la partea experimentală, hai să vedem ce știm până acum:
– liniile spectrale sunt produse când un electron sare de pe un nivel energetic pe altul.
– liniile de absorbție se produc când electronii urcă spre nivele superioare, mai îndepărtate de nucleu;
– liniile de emisie se produc când electronii coboară la nivele inferioare;
– fiecare specie atomică are propria sa amprentă de linii spectrale corespunzătoare tranzițiilor electronilor;
– pentru toate stelele, temperatura și compoziția chimică determinate prin spectroscopie se referă la fotosfera lor;
– culoarea intrinsecă a unei stele depinde de temperatura ei de suprafață;
– liniile hidrogenului din seria Balmer sunt cele mai importante când analizăm profilul unei stele; ele sunt foarte evidente la stelele de clasă A deoarece temperaturile lor de 7500-10000°K permit atomilor de hidrogen din fotosferă să fie pe nivelul 2 și să facă tranziții.
– lipsa liniilor de absorbție (de hidrogen sau alte elemente) dintr-o stea, nu înseamnă neapărat că elementele respective lipsesc, ci că condițiile locale din fotosferă nu permit electronilor atomilor respectivi să facă tranziții:
>> Astronomii nu au realizat acest lucru de la început și credeau că, cu cât o linie este mai puternică, cu atât elementul respectiv este mai abundent într-o stea. Văzând liniile puternice de fier, calciu și sodiu din spectrul Soarelui, astronomii credeau că Soarele este bogat în aceste elemente și sărac în hidrogen. Abia în 1925 Cecilia Payene Gaposchkin, în teza ei de doctorat, a demonstrat contrariul dar ideea era atât de înrădăcinată în comunitatea internațională de astronomi încât a durat ani de zile până când au acceptat metodele de analiză și dovezile aduse de Cecilia. În legătură cu teza de doctorat a Ceciliei, astronomul Otto Struve declara că: “este cea mai strălucitoare teză scrisă vreodată în astronomie”. Cecilia demonstrase nu doar că Soarele este format din 90% hidrogen dar și că hidrogenul este cel mai abundent element din Univers. Chiar și așa, cultura masculină a vremii a făcut imposibilă recunoașterea meritelor ei, până în 1938 Cecilia neavând un job oficial în cadrul Observatorului de la Harvard, fiind doar un asistent atât de prost plătit încât se gândea să părăsească locul. În 1938 a fost recunoscută ca astronom. În 1954 devine prima femeie profesor titular la Harvard și ulterior prima femeie șef de departament. Încet, încet, mentalitatea se schimba. Vă recomand să citiți capitolul final al dizertației Cecilei cu titlul “Stellar Atmospheres: A contribution to the observational study of high temperature in the reversing layer of stars.” pe care îl puteți accesa la acest link: http://spiff.rit.edu/classes/phys301/refs/cp/cp.htm
– liniile de absorbție înguste sunt generate de stele mai reci iar cele largi de stelele dense și mai fierbinți.
– când vedem o stea scrisă B9V citim și ne gândim așa:
Stea de clasă B- înseamnă că este foarte fierbinte și are maxim de emisie în ultraviolet-violet;
Subclasa 9- este cea mai rece stea din clasa ei și are spectrul asemănător cu cel al clasei următoare- A;
V- stea din secvența principală (pitică);

Capitolul II
Partea experimentală- Analiza spectrelor

Detalii tehnice:
Capturile au fost realizate în nopțile de 11, 12, 13 august 2017 iar ulterior pentru includerea clasei de stele O am efectuat capturi și pe data de 8.02.2018. Pentru obținerea spectrelor am folosit un spectroscop Star Analyser 100 iar extragerea și analiza profilelor spectrale am realizat-o în programul de spectroscopie BASS.
– telescop: Newton Skywatcher 130mm F5 pe Heq 5 Pro;
– camera: Qhy 163M;
– spectroscop: Star Analizer 100;
– coeficient de dispersie: 1.47 nm/px;
– expunerile au variat între 1-12 secunde în funcție de magnitudinea stelei de interes;
– soft captură- SharpCap

 Procedura de lucru:
Capturile raw au fost procesate în programul BASS astfel:
– aliniere și stacking- pentru creșterea raportului SNR;
– calibrare- inițial pe o stea de tip A0V (Vega, Castor etc) pentru aflarea coeficientului de dispersie; stelele din această clasă au profile de absorbție ale hidrogenului foarte ușor de identificat și sunt ideale pentru calibrare; coeficientul de dispersie rămâne același pentru toată seria de capturi câtă vreme setup-ul nu este dezansamblat; ulterior profilele particulare care nu prezintă linii Balmer evidente pot fi recalibrate folosind linii spectrale particulare din spectrele de referință sau din atlasele/bazele online de spectre.
– în cazul liniilor metalice discrete și de mică amplitudine am verificat prezența lor comparându-le cu cele de referință din atlasele și bazele de date disponibile online (Richard Walker, Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomers, 2012; Bază de spectre online: atlas.obs-hp.fr/elodie/)
– pentru analiza detaliată, obținerea curbei de răspuns a instrumentului, normalizare și continuum removal;

Stelele Alcor (sus) și Mizar 1 și 2 (jos) și spectrele lor – captură raw în culori inversate:

Spectrul continuu raw și sintetizat al stelei Mu Cephei
Liniile de absorbție se văd ca benzi întunecate
Camera folosită pentu captură fiind monocromă, spectrele se prezintă în nuanțe de gri-alb.

Profilele spectrale analizate aparțin următoarelor stele:

Nr. crt Numele stelei Clasa spectrală Observații
1 Menkib O Cele mai fierbinți și mai masive stele.

Destul de puține în Calea Lactee (~20000)

2 Mintaka O
3 Meissa O
4 Alnitak O
5 Albireo- β Cygni B+K Sistem binar- analizate ambele componente
6 π Aquarius Be Litera “e” indică prezența liniilor de emisie
7 Sheliak- β Lyrae Be Binară, nerezolvabilă cu instrumente mici
8 γ Cassiopeiae Be
9 p Cygni Be
10 Vega- α Lyr A
12 Castor- α Geminorum A
13 Alcor- 80 Ursae Majoris A Sistem binar nerezolvabil- analizată doar componenta A, predominantă
14 Mizar- ζ UMa A Sistem binar- analizate ambele componente
15 Capella- α Aurigae G Sistem binar, ambele componente de clasă G, nerezolvabile cu instrumente mici
16 Dubhe- α UMa K
17 Aldebaran- α Taurus K
18 Arcturus- α Bootes K
19 μ Cephei M Cele mai reci stele dintre cele 20 analizate

Profile spectrale tipice în “dinți de fierăstrău”

20 Betelgeuse M
21 Planeta Venus

Lipsesc din listă, stelele de clasă F, proiect observațional care este în desfășurare. Vom începe analiza spectrelor păstrând ordinea din clasificarea Harvard a stelelor și din tabel.

Stelele din clasa O:
Din această clasă fac parte cele mai fierbinți și mai luminoase stele cunoscute. La sfârșitul scurtei lor existențe, stelele de tip O vor sfârși ca supernove. Din emisfera nordică, cele mai cunoscute stele din această clasă sunt Menkib (ξ Per) precum și stelele Meissa, Alnitak, Alnilam și Mintaka din constelația Orion. Datorită masivității lor, sunt stelele care au existența cea mai scurtă.

În tabelul următor avem principalele caracteristici fizice ale stelelor de clasă O din secvența principală (sursa: Richard Walker, Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomers, 2012; pag 22):

Raportul

Mstea/Msoare

Timpul petrecut în secvența principală Temperatura fotosferei Raza

Rstea/RSoare

Luminozitate

Lstea/Lsoare

60-20 1-10 mil ani 50000-25000°K 15-9 800.000-90000

Clasa O este caracterizată de puține linii de absorbție ale elementelor simplu sau multiplu ionizate ca urmare a temperaturilor foarte ridicate de la nivelul fotosferei. La reprezentanții de ordin inferior, pot apare linii de emisie de HeliuII iar la cei de ordin superior (sublcasa 7-9) se prefigurează viitoarele linii Balmer.

În imaginea 1 se află profilele suprapuse a 4 stele din această clasă în care se pot observa:
– profilele sunt foarte asemănătoare atât ca maxime cât și ca linii expuse; stelele analizate fac parte deci din aceeași clasă;
– intensitatea maximă a continuumului se află în albastru violet, dovadă a temperaturilor ridicate ale acestor stele.
– liniile β, δ și γ ale seriei Balmer vizibile; aveam de a face cu stele mai reci, de ordin superior sau care sunt înconjurate de o nebulozitate pronunțată care să permită fotonilor emiși interacțiuni cu atomii de hidrogen din vecinătate și care se află pe direcția noastră de observare. În cazul stelei Menkib este vorba de Nebuloasa California iar în cazul profilelor 2, 3 și 4 de Complexul Molecular din Orion.

Imaginea 1:

În imaginea 2 sunt analizate extremele seriei, prin compararea profilelor a 3 clase de stele, de la cele mai fierbinți la cele mai reci. Astfel putem evidenția atât relația dintre temperatură și intensitatea maximă a continuumului cât și unele caracteristici fundamentale:
– cu cât temperatura stelelor scade, cu atât intesitatea maximă a continuumului trece de la albastru spre roșu; în cazul de față, Meissa (Clasa O) este cea mai fierbinte, urmată de Castor (Clasa A) și apoi Betelgeuse (Clasa M); Acest lucru are implicații și în culoarea în care percepem aceste stele: Meissa pare bleu-albastră iar Betelgeuse roșu-portocalie.
– la o analiză superficială a celor 3 profile, am putea spune că elementele care se găsesc în Meissa nu se regăsesc și în Castor iar cele din Castor nu se regăsesc și în Betelgeuse. Ar însemna că fiecare din aceste 3 clase de stele sunt alcătuite din elemente chimice diferite. Am mai putea spune că absorbția comună de la 486 nm reprezintă un element care se regăsește în toate cele 3 stele (în cazul de față la 486 nm este vorba de hidrogen) și că în steaua Castor, el este mai abundent. Nu este deloc așa!
– la începutul seriei de clase, temperaturile sunt prea mari pentru a permite hidrogenului să ionizeze cu formarea liniilor de absorbție Balmer atât de caractersitice clasei A. Pe măsură ce stelele devin mai reci, în profilele lor liniile de hidrogen sunt din ce în ce mai slabe iar alte elemente cum ar fi liniile oxidului de titan sunt din ce în ce mai pronunțate formând “dinții de fierăstrău” caracteristici stelelor din clasele K și M. Cu alte cuvinte, decelarea în spectru a anumitor linii caracteristice elementelor din tabelul lui Mendeleev, nu are legătură directă cu existența/abundența lor în stelele respective, ci cu temperatura stelelor astfel încât aceasta să permită tranziții ale electronilor.

Imaginea 2
Analiza profilelor de la capătul seriei OBAFGKM de stele:

..va urma: Stele din clasa B- Albireo- β Cygni

Comments are closed.