Spectru stelar
De la Wikipedia, enciclopedia liberă
În astronomie, clasificarea stelară este o clasificare a stelelor bazată iniţial pe temperatura fotosferică şi de caracteristicile spectrale ale acesteia. Temperatura stelară poate fi clasificată folosind Legea lui Wien; dar aceasta nu este valabilă la stelele distante. Spectroscopia stelelor ne dă posibilitatea de a clasifica stelele dupa linia de absorbţie a stelelor, aceasta fiid posibil de observat doar la o anumită temperatură a straturilor de pe atmosfera stelară, pentru că doar această temperatură oferă informaţii despre energia atomică de pe suprafaţa stelei. O primă schemă, din secolul 19 clasifică stelele de la A la P, şi care este originea spectrului folosit azi.
Cuprins |
[modifică] Clasificarea stelelor după schema Morgan-Keenan
Această clasificare este cel mai des întâlnită. Clasificările importante încep de la cele mai calde la cele mai reci
| Clasa | Temperatura | Culoarea Stelei |
|---|---|---|
| O | 30,000 - 60,000 K | Albastră |
| B | 10,000 - 30,000 K | Alb- Albăstrui |
| A | 7,500 - 10,000 K | Alb |
| F | 6,000 - 7,500 K | Alb-Gălbui |
| G | 5,000 - 6,000 K | Galben (ca şi Soarele) |
| K | 3,500 - 5,000 K | Portocaliu |
| M | 2,000 - 3,500 K | Roşu |
Această schemă a fost făcută de Annie J. Cannon în 1900 şi de Harvard College Observatory. Diagrama Hertzsprung-Russell arată clasificarea stelelor după magnitudine absolută, luminozitate, şi temperatura de la suprafaţă. Literele din spectru au o ordine anume. Astronomii au observat că stelele sunt foarte diferite funcţie de cantitatea de hidrogen de la suprafaţă în ordine de la ce a mai puternică A până la cea mai slabă Q. Alte linii cum ar fi cele ionizate sau neutre au fost înlăturate din specrtru pt că s-au dovedit a fi duplicate. Doar, foarte târziu s-a descoperit că intensitatea liniei de hidrogen este de fapt legată de temperatura de la suprafaţa stelei. Această lucrare a fost făcută de studenţii de la Harvard College Observatory, Cannon şi Antonia Maury, având la bază calculele Williamina Fleming. aceste clasificări sunt subdiviziuni notate cu numere arabe de la 0 la 9. A0 este cea mai fierbinte stea din clasa A, iar A9 este cea mai rece. Soarele este în clasa G2.
[modifică] Tipuri de stele în spectru
Stelele din clasa O sunt foarte fierbinţi şi 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 şi ionizate de heliu şi linii foarte slabe de hidrogen.Aceste stele emit radiaţii sub formă de ultraviolete.
Stelele din clasa B sunt şi ele foarte luminoase, Rigel (în Orion) este o stea de tip B, supergigantă albastră. Spectrul acestora au linii de heliu si de hidrogen în cantităţi moderate. Stelele de tip O si B sunt foarte puternice, cu o viata scurtă.
Stelele din clasa A 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 şi metale ionizate.
Stelele din clasa F sunt tot puternice dar spre sfârşitul vieţii, ca şi Fomalhaut în Pisces Australis(constelaţie). Spectrul lor este caracterizat prin linii slabe de hidrogen şi metale ionizate, culoarea este albă cu tentă de galben.
Stelele din clasa G sunt probabil cele mai cunoscute tipuri, chiar şi Soarele face parte din această clasă. Au linii slabe de hhidrogen şi metale ionizate şi au şi linii de metale neutre. Supergigantele se află de obicei între O şi B(albastre),şi, K şi M (roşii).În general aceste stele nu stau în clasa G din cauza proportiilor uriaşe pe care le au şi sunt foarte instabile.
Stelele din clasa K sunt stele cu tentă de portocaliu fiind mai reci decât Soarele. Unele stele K sunt stele gigant sau supergigant ca şi Arcturus pe cand altele ca Alpha Centauri B sunt spre sfârşitul vieţii. La aceste stele predomină liniile de metale neutre şi foarte slab hidrogenul.
Clasa M este cea mai comuna clasă daca luăm cifra stelelor care sunt în această clasă. Toate piticele roşii se află în acestă categorie, şi mai mult de 90% din stele sunt pitice roşii, ca şi Proxima Centauri. M este deasemenea clasa unor supergiganţi ca Antares şi Betelgeuse, la fel şi Mira, stea variabilă. Spectrul acestor stele arată linii de metale neutre şi în general hidrogenul este absent. Oxidul de titaniu poate fii prezent în aceste stele. Culoarea lor este roşie dar totuşi relativ neadevărată. Depinde de dimensiunile stelei. Dacă un obiect la fel de fierbinte, de exemplu un bec cu halogen (3000 K)care este un obiect fierbinte cu lumină albă, dacă e pus la câţiva kilometri distanţă apare ca un punct roşu.
[modifică] Tipuri de stelele rare în spectru
Există stele rare care nu se încadrează în nici unul din spectrele de mai sus, iar pentru asta a fost necesară o numire adiţională a stelelor după ordinea descoperirii.
- W: Până la 70,000 K - stele Wolf-Rayet .
- L: 1,500 - 2,000 K - Stele cu o masă insuficientă de hidrogen ca să poată crea fuziune 5 piticele brune) Clasa L contine si litiu care este rapid distrus în stelele mai fierbinţi
- T: 1,000 K - Mai reci; Pitice brune cu metan în spectru.
- C: Stea de carbon.
-
- R: Reprezintă stelele de carbon din clasa; ex: S Camelopardalis.
- N: Stele de carbon similare celor din clasa M; ex: R Leporis.
- S: Stele similare clasei M dar oxidul de titaniu este înlocuit cu oxidul de zirconiu
- D: Piticele albe, ex:. Sirius B.
Stelele din clasa W sunt stele superluminoase Wolf- Rayet, fiind totuşi diferite deoarece conţin mai mult heliu decât hidrogen. Sunt stele supergigant pe cale de a se stinge. Clasa W este la rândul ei subdivizată în clasa WN şi WC în funcţie de cantitatea de carbon sau nitrogen din atmosfera stelară.
Stelele din clasa L au denumirea după litiul prezent în miezul stelei. Orice cantitate de litiu ar fi distrusă în fuziune nucleară la stelele ocbişnuite, dar aceste stele nu arată nici un proces de fuziune. Sunt stele de culoare roşu închis şi stralucire în infraroşii. Gazul lor este atât de rece încât permit metaleor alcaline să apară în spectru.
Stelele din clasa T sunt stele foarte tinere si cu o densitate mică, de obicei localizate în norii interstelari de unde s-au şi născut. Aceste stele sunt prea mici pentru a se numi stele, de aceea poartă denumirea de substele asemănătoare piticelor brune. Au culoare neagră, emit lumină foarte puţină sau deloc, dar sunt puternice în infrarosu. Temperatura de la suprafaţă este foarte scazută iar în spectru apare metanul.
Stelele din clasa R şi N sunt stele de carbon (giganţi roşii ajunşi la sfârşitul vieţii) care se pot clasifica în clasa G până la M.
Stelele din clasa S sunt stelele aflate între clasa M şi stele de carbon. Aceste stele conţin oxigen şi carbon în cantităţi egale şi toate sunt blocate în molecule de CO.
Clasele P şi Q sunt folosite la obiectele nonstelare. Tipul P sunt nebuloasele iar tipul Q sunt novele.
