Referat TIPURI DE STELE2

Mai jos puteti citi fragmente din Referat TIPURI DE STELE2 si de asemenea puteti face Download Referat TIPURI DE STELE2

Citeste fragmente din Referat TIPURI DE STELE2

TIPURI DE STELE STELE DUBLE 1.Clasificarea stelelor duble. Observatiile arata ca stelele se grupeaza in sisteme de stele (sau sisteme stelare), in general, stelele simple (singulare) fiind mai degraba o exceptie, decat o regula. Exista sisteme formate din doua stele (stele duble), din trei stele (stele triple) sau mai multe (stele multiple). Sisteme stelare mai complexe sunt roiurile stelare. Este bine sa se faca distinctie intre notiunea de stea dubla si cea de sistem stelar binar. Distantele dintre stele sunt, in general, foarte mari, astfel incat interactiunea gravitationala dintre doua stele oarecare (luate la intamplare) este neglijabila. Numai rezultanta acestor interactiuni este importanta in studiul structurii si dinamicii Galaxiei. Pe de alta parte, observatiile arata, adesea, ca doua stele sunt foarte  apropiate de sfera cereasca. Vorbim in acest caz de o stea dubla. Este posibil ca distantele reale dintre observator si cele doua stele sa fie cu totul diferite, intre cele doua stele neexistand nici o interactiune fizica (in primul rand gravitationala). Inseamna ca in acest caz numai directiile spre cele doua stele (componente) sunt apropiate. Asemenea stele au fost numite stele duble optice. Cand vorbim, insa, de sisteme stelare binare, sau mai scurt sisteme binare, avem in vedere stelele duble fizice, in care componentele suntin mod real apropiate una de alta, cele doua stele-componente fiind in interactiunea fizica, ce se evidentiaza, in primul rand, sub forma interactiunii gravitationale a acestora. La sistemele binare se observa o miscare orbitala (a ambelor componente fata de centrul comun de masa sau a unei componente fata de cealalta) care se desfasoara dupa legile lui Kepler (ca si miscarea planetelor fata de Soare). In cele ce urmeaza vom avea in vedere stelele duble fizice sau sistemele binare, care prin interactiunea reciproca a componetelor pot sa ne releve aspecte interesante si importante legate de fizica si structura stelelor, ca si de evolutia lor. Statistica stelelor din Galaxie arata ca fenomenul de sistem binar este destul de frecvent. Din cele 254 de stele cunoscute, situate in sfera cu raza de 10,5 pc si avand ca centru Soarele, 127 de stele suntcomponente a 61 de sisteme stelare multiple. Se estimeaza astfel ca circa 50% din stelele Galaxiei fac parte din sisteme binare, triple sau multiple. Evident, dintre acestea, cele mai numeroase sunt sistemele binare. Dupa modul cum se poate pune in evidenta miscarea orbitala a componentelor, sistemele binare se numesc: sisteme binare vizuale, spectroscopice si fotometrice. La sistemele binare vizuale, cele doua componente se observa separat cu ajutorul telescopului, lucru posibil daca sistemul nu este prea indepartat de Pamant, iar cele doua componente sunt suficient de indepartate una de alta pentru a se vedea separat. Daca sistemul binar este foarte indepartat in spatiu, iar componentele sunt apropiate una de alta, ele nu mai apar separat in campul telescopului, caracterul binar deducandu-se prin metode spectroscopice sau fotometrice. Aceasta impartie a binarelor in vizuale, spactroscopice si fotometrice, cu caracter observational, nu are un sens fizic suficient de precis. De aceea Kopal a introdus o alta clasificare, impartind binarele in: sisteme binare stranse si largi. Daca sistemul componentelor sunt comparabile cu distanta dintre ele, sistemul binar se numeste strans (asa sunt in general sistemele binare spectroscopice si fotometrice). In caz contrar sistemul se numeste larg (cum sunt binarele vizuale). Sistemele binare stranse se subimapart, dupa pozitia componentelor fata de asa-numita suprafata echipotentiala critica Roche, in sisteme detasate, sisteme semidetasate si sisteme in contact. 2. Orbita unui sistem binar. Pentru un sistem stelar binar, orbita relativa a componentei secundare (cu masa mai mica) fata de componenta principala (cu masa mai mare) se poate defini prin analogie cu orbitele planetare. 3. Sisteme binare vizuale. Satelitii invizibili ai stelelor. Daca cele doua stele, componente ale sistemului binar, se observa separat in campul lunetei sau al telescopului, atunci faptul ca ele formeaza intr-adevar un sistem binar se poate stabili pe cale vizuala, masurand pozitia relativa a componentei secundare fata de componenta principala, la diferite momente de timp (de aici derivand denumirea de binare vizuale). Ca exemple de sisteme binare vizuale mentionam sistemele Alpha Centauri si Ursa Majoris. Atunci cand distanta unghiulara dintre componente este sub cateva sutimi sau zecimi de secunda (in functie de puterea de separare a luinetei) ele nu se mai vad separat, imaginile corespunzatoare suparapunandu-se. Daca aceasta distanta unghiulara nu este prea mica, cele doua componente se pot separa, totusi, prin metode interferometrice, putandu-se determina chiar si orbita (pentru sisteme cu componente de luminozitate apropiata). Asa s-au separat componentele sistemului binar  Capella ale carui componente sunt stele gigante. Sistemul era deja cunoscut ca un sistem binar spectroscopic. In cazul cand diferenta magnitudinilor aparente ale componetelor, este mare, observarea componentei mai slabe (numita satelit) alaturi de steaua stralucitoare (componenta principala) este dificila, iar uneori chiar imposibila. La aceste componente vedem numai componenta starlucitoare. Dublicitatea poate fi dedusa, in acest caz, din perturbarea miscarii proprii a componentei principale. In miscarea proprie o stea simpla descrie pe sfera cereasca un arc de cerc mare. Daca steaua are in vecinatate un corp perturbator (un satelit cu care formeaza un sistem binar), miscarea ei proprie va fi perturbata si in loc sa descrie un arc de cerc mare, va descrie un fel de sinusoida pe sfera cereasca. Din amplitudinea acestei sinusoide se poate deduce masa satelitului. Asemenea sisteme binare sunt numite uneori, sisteme cu sateliti "invizibili". Primii sateliti "invizibili" s-au descoperit in vecinatatea stelelor Sirius si Procyon. Ulterior, satelitii acestor stele s-au dovedit vizibili, dar foarte slab (fiind observati cu cele mai mari telescoape). La fel s-au dovedit vizibili si satelitii altor stele, constatandu-se ca, de fapt, acesti sateliti sunt stele pitice albe (stele de mica luminozitate, cu mase comparabile cu a Soarelui, cu raze comparabile cu a Pamantului, deci cu densitati foarte mari, de ordinul a 1010 kg/m3). Binarele evidentiate interferometric sau prin pertrurbarea miscarii proprii a componentei principale sunt numite uneori binare astrometrice. Se cunosc, insa, cateva cazuri in care satelitii amintiti sunt intr-adevar invizibili, fiind corpuri obscure. Corpurile cu masa mica (cu ordinul sutimilor - miimilor de masa solara sau mai mici) nu radiaza deoarece nu au surse proprii de energie termonucleara, deci nu sunt stele ci planete. Asa sunt satelitii stelei Barnard, descoperiti de Van de Kamp, care au mase comparabile cu masa planetei Jupiter. Asemenea sateliti s-au pus in evidenta si in jurul stelelor 61 Cygni, 70 Ophiuchi si CI 1244. Prin descoperirea acestor sateliti obscuri in jurul unor stele s-a dovedit existenta si a altor sisteme planetare, similare cu al nostru. Asta inseamna ca sistemul nostru planetar nu este unicul sistem planetar din Galaxie. Statistic se evalueaza ca asemenea sisteme trebuie sa fie destul de numeroase. 4. Sisteme binare spectroscopice. Daca sistemul binar este foarte indepartat de observatorul terestru, iar componentelesunt apropiate intre ele (sistem strans), atunci aceste componente nu se observa separat in luneta, unde ne apare o singura stea. Duplicitatea se poate pune in evidenta, in acest caz, prin metode spectroscopice sau fotometrice. In primul caz, in spectrele unor stele se observa dedublarea si oscilatia periodica a liniilor spectrale. Pe baza efectului Doppler se deduce ca avem de-a face cu doua stele, care graviteaza in jurul centrului de masa comun. Asemenea sisteme se numesc binare spectroscopice. Din deplasarea liniilor spectrale se determina viteza radiala (proiectia vitezei pe raza vizuala), care variaza periodic cu timpul (in mod diferit pentru cele doua componente). Graficul acestei variatii se numeste curba vitezelor radiale, iar din analiza sa se pot determina masele componentelor, precum si alti parametri ai sistemului. Cand stralucirile aparente ale componentelor difera mult intre ele, in spectru apar numai liniile componentei principale. Atunci duplicitatea rezulta din oscilatia periodica a acestor linii. Binarele spectroscopice sunt sisteme binare stranse, la care interactiunea componentelor este deosebit de puternica, nereducandu-se la miscarea orbitala relativa, ca la binarele vizuale (largi). Astfel, analiza detaliata a spectrului a pus in evidenta prezenta, la numeroase sisteme, a unor curenti de gaze intre cele doua componente. Studiul acestor curenti prezinta o importanta deosebita pentru precizarea evolutiei sistemelor binare stranse. 5. Sisteme binare fotometrice. Daca raza vizuala a sistemului binar este in (sau aproape de) planul orbitei, atunci faptul ca suntem in prezenta unui sistem binar rezulta din variatia periodica a stralucirii aparente a acestuia, prin eclipsarea reciproca (periodica) a componentelor..Aceasta variatie se poate determina pe cale fotometrica, de aceea binarele corespunzatoare se numesc binare fotometrice. Intrucat stralucirea lor variaza cu timpul, ele se mai numesc si stele variabile cu eclipsa. Binarele fotometrice de tip Algol au componente sferice sau putin deformate. In general acestea sunt sisteme detasate, sistemul Algol, insusi, facand exceptie (semidetasat). Binarele de tip beta Lyrae au componente elipsoidale, curba de lumina este mai neteda ca la cele de tip Algol, iar variatia de lumina intre eclipse este mai ampla. Sunt sisteme semidetasate. In sfarsit, binarele de tip W Ursae Majoris au componente puternic deformate, in contact una cu alta (si cu suprafata critica Roche) curba de lumina avand o forma aproape sinusoidala. Observatiile arata ca exista unele sisteme binare fotometrice care prezinta variatie de lumina chiar daca nu are locfenomenul de eclipsa, datorita deformarii componentelor (in cursul miscarii orbitale variaza aria discurilor lor aparente). Acestea se numesc variabile elipsoidale (fara eclipsa). Foarte frecvent sistemele binare fotometrice sunt si binare spectroscopice. Atunci prin combinarea observatiilor fotometrice cu cele spectroscopice se pot obtine elementele orbitei absolute. Astfel se obtin: dimensiunile si forma orbitei, parametrii fizici fundamentali ai componentelor si alte date importante despre sistem. Din luminozitatile componentelor rezulta temperaturile lor efective. Pe observatiile efectuate asupra sistemelor binare se bazeaza - in buna parte - scara temperaturilor efective ale stelelor. Aceleasi observatii stau la baza relatiilor de stare masa-luminozitate si masa raza, relatii care indica starea, structura, natura si stadiul evolutiv al stelelor. 6. Sisteme stelare multiple. In unele cazuri  sistemul binar are in vecinatatea sa o a treia stea (cu care interactioneaza gravitational) formand impreuna un sistem triplu. Frecventa acestora este mult mai mica decat frecventa sistemelor binare. In general, sistemul binar este strans, iar a treia componenta se roteste in jurul sistemului binar (ca si cum acesta ar fi un corp compact) la distanta mare de el. Uneori intalnim sisteme cuadruple sau multiple. Un sistem complex este sistemul alpha Geminorum (Castor) care consta din trei sisteme stelare binare spectroscopice. PULSARII In anul 1967 la Cambridge (Anglia) au fost descoperite cateva surse cosmice, care emiteau in domeniul undelor radio impulsuri scurte, riguros periodice, cu p erio ade de ordinul fractiunilor de secunda, care au fost numite pulsari. Pana 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 reprezinta numai cateva procente din durata perioadei. Observatiile au aratat ca si in alte domenii ale spectrului (optic, Roentgen, gama) emisia se face sub forma de impulsuri, cu aceeasi perioada. Polarizarea radiatiei in diferite domenii spectrale si cresterea intensitatii ei cu lungimea de unda, arata ca radiatia pulsarilor nu este de natura termica. Determinarile de distanta pentru diferiti pulsari arata ca ei sunt situati intre sute de parseci si zeci de mii de parseci, fiind obiecte galactice (relativ apropiate). Se considera, pe baza datelor de observatie, ca pulsarii sunt stele neutronice in rotatie rapida, in prezenta unui puternic camp magnetic (Gold). Axa magnetica a campului dipolar (1012 Gs) este inclinata pe axa de rotatie, iar radiatia sub forma de impulsuri este emisa de zone (pete) fierbinti din vecinatatea axei magnetice, printr-un mecanism de far. Luminozitatea integrala a pulsarilor poate depasi pa cea solara cu 1-2 ordine de marime, cea mai mare parte a radiatiei fiind emisa la frecvente mari (raze X si gama). In diferite domenii spectrale sunt sugerate diferite mecanisme de emisie: emisie coerenta, radiatia sincrotronica, imprastiere Compton inversa. Observatiile arata ca perioada unui pulsar creste cu timpul, fapt explicat prin fenomenul de franare magnetica. Un pulsar remarcabil este pulsarul NP 0532 care coincide cu steaua centrala din nebuloasa Crabul. Legatura fizica dintre cele doua obiecte indica relatia genetica dintre pulsari (stele neutronice) si ramasitele de supernova. La sfarsitul evolutiei stelare, dupa epuizarea rezervelor de energie termonucleara ale unei stele de masa mare, se produce explozia de supernova, care expulzeaza in spatiu invelisurile superficiale ale stelei. Aceasta explozie este legata de implozia rapida (colaps gravitational) a nucleului, care se transforma intr-o stea neutronica. Varstele pulsarilor sunt cuprinse intre 103 si 109 ani. La unii pulsari (pulsarul din nebuloasa Crabul, pulsarul PSR 1641-45 din Velele) s-au observat descresteri bruste ale perioadei (glitches), explicate prin seisme produse in invelisul solid al stelei neutronice (crusta). Fenomenul este cunoscut sub numele de cutremur stelar. Distributia spatiala a pulsarilor indica o mare concentrare a acestora spre planul ecuatorial galactic. Stelele neutronice au densitati de ordinul 1017-1018 kg/m3, depasindin centru densitatile nucleare. Pentru stelele neutronice exista o masa limita de circa 2-3 mase solare sub care acestea sunt stabile gravitational. Peste aceasta limita ele intra in colaps gravitational si se transforma in gauri negre. Limita mentionata se numeste limita Oppenheimer-Volkoff. Cu marele radiotelescop de la Arecibo s-a descoperit in anul 1974 pulsarul PSR 1913+16, care ulterior s-a dovedit a fi componenta a unui sistem binar strans, cu o orbita excentrica, de perioada foarte scurta (7h45m). Cercetarile au aratat ca sistemul binar corespunzator este un adevarat laborator de gravitatie relativista. Ambele componente par a fi stele neutronice, cu mase de circa 1,4 mase solare. Din variatia perioadei pulsarului (0s,059) s-au pus in evidenta numeroase efecte relativiste, dintre care: - Avansul periastrului cu o viteza unghiulara de 4o,226/an; - Variatia perioadei orbitale, interpretata ca fiind prima evidenta observationala (astofizica) privind existenta radiatiei gravitationale in Univers. S-au mai descoperit si alti pulsari - componente ale unor sisteme binare stranse: PSR 0820+02 si 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. Tema: : 쥁`