Scrigroup - Documente si articole

Username / Parola inexistente      

Home Documente Upload Resurse Alte limbi doc  


AstronomieBiofizicaBiologieBotanicaCartiChimieCopii
Educatie civicaFabule ghicitoriFizicaGramaticaJocLiteratura romanaLogica
MatematicaPoeziiPsihologie psihiatrieSociologie


NOVELE SI SUPERNOVELE - TIPURI DE SUPERNOVE

Astronomie

+ Font mai mare | - Font mai mic



DOCUMENTE SIMILARE

Trimite pe Messenger
NOVELE SI SUPERNOVELE - TIPURI DE SUPERNOVE
Forma si dimensiunile Pamantului
BIG BANG - formarea Universului
Planetele din Sistemul Solar
Sistemul Pamant-Luna
Miscarile Pamantului


REFERAT LA FIZICA




NOVE SI SUPERNOVE

CUPRINS :


M         NOVELE

SCURT ISTORIC PRIVIND OBSERVAREA NOVELOR

CLASIFICAREA NOVELOR

DATE OBSERVATIONALE

TEORIA NOVELOR

M     SUPERNOVELE

TIPURI DE SUPERNOVE

M         PITICELE ALBE

NOVELE SI SUPERNOVELE

Stelele variabile, novele si supernovele, constituie un capitol important al astrofizicii. Observarea lor a pus in evidenta corelatii importante intre anumiti parametri caracteristici ai acestor obiecte cosmice si structura interna a Galaxiei, fapt care a condus la obtinerea unor rezultate pretioase cu privire la studiul sistemelor stelare – roiuri si galaxii. De asemenea, analiza si interpretarea variatiilor anumitor parametri fizici conduc la dezlegarea unora dintre cele mai captivante probleme ale astrofizicii contemporane. Prezentarea celor mai imporatnte probleme privind stelele variabile, novele si supernovele, presupune cunoasterea principalelor notiuni de astrofizica si astronomie stelara.

Stralucirea stelelor este parametrul cel mai accesibil observatiilor noastre, iar modul spectacular in care aceasta poate sa varieze a condus pe astronomi la introducerea notiunii de stea variabila.

M             
Novele


Novele reprezinta o categorie de stele variabile care se caracterizeaza printr-o crestere brusca a luminozitatii si, prin urmare, o crestere considerabila a stralucirii corespunzatoare. In astfel de cazuri, luminozitatea creste cu un factor de ordinul de marime al sutelor de mii fata de luminozitatea avuta mai inainte, care era putin variabila sau chiar constanta. Observatiile arata ca in timpul aparitiei fenomenului de nova, stralucirea stelei respective creste cu aproximativ 12 sau 13 magnitudini stelare. Aceasta crestere se produce in mod brusc, circa 2 zile, ramane aproape constanta in faza de maxim (cateva zile) pentru a reveni apoi la stralucirea avuta inainte de eruptie. Descresterea stralucirii se produce mult mai lent decat cresterea ei; revenirea de la maxim spre minim se realizeaza in decursul catorva saptamani, luni sau chiar ani.

Fara a se cunoaste cauzele care stau la baza fenomenului de nova pe baza datelor observationale ale acestora, ele au fost asemanate cu niste explozii. Astazi se stie ca nu este vorba de o explozie a intregii stele, ci de o eruptie care se produce in straturile ei superficiale. In decursul unei eruptii o nova elibereaza o energie de aproximativ 10 la puterea 36 – 10 la puterea 37 J.

Inainte si dupa eruptie, novele sunt stele subpitice fierbinti (pitice ultraviolete) care, in general sunt membre ale unor stele duble stranse. La maximul de stralucire nova are magnitudinea absoluta cuprinsa intre –6 si –9, iar in timpul descresterii stralucirii, in curba de lumina se pot observa diferite oscilatii.

In general, fiecare nova are caracteristicile sale proprii, care marcheaza individualitatea stelei respective, totusi in linii mari novele au trasaturi specifice intregului grup de astfel de obiecte.

In timpul declinului, atat curba de lumina, cat si spectrul corespunzator prezinta o complexitate considerabila. Datele fotometrice, prin modificarile indicilor de culoare, iar datele spectroscopice prin modificarea vitezelor radiale scot in evidenta faptul ca in momentul eruptiei unei nove se produce e ejectie de masa din straturile superficiale si nicidecum o exapnsiune a intregii stele. Stratul de materie ejectata se extinde repede si se manifesta ca o fotosfera intinsa.

Urmarirea observationala a novelor, pe un interval mai mare de timp, pune in evidenta faptul ca unele dintre aceste eruptii se repeta, adica exista nove cu repetitie. De altfel, se pare ca daca s-ar urmari activitatea unor astfel de obiecte pe un timp mai indelungat, la toate sau aproape toate, fenomenul de eruptie se repeta.

Scurt istoric privind observarea novelor

Stelele nove erau considerate ca stele noi care “apar brusc pe bolta cereasca acolo unde inainte nu se vedea nici-o stea cu ochiul liber. In acest sens pot fi amintite mai multe obiecte de acest tip care au fost observate de-a lungul secolelor.

La 4 iulie 1054 a fost observata cu ochiul liber aparitia unei nove, adica a fost inregistrata explozia unei stele care pe bolta cereasca era situata in apropierea stelei Tauri. Stralucirea acesteia a devenit mai mare decat aceea a planetei Venus si a fost chiar mai mare decat stralucirea tuturor stelelor vizibile luate la un loc. Ea a fost inregistrata in cronicile chineze si japoneze si a fost numita “Steaua musafir Apoi, pe masura ce treceau lunile, aceasta stea a devenit din ce in ce mai slaba pana cand n-a mai fost vizibila cu ochiul liber. In locul in care a avut loc explozia respectiva, astazi se gaseste Nebuloasa Crab. Acest obiect face parte din clasa supernovelor.

Este foarte probabil ca inceputul studiului novelor coincide cu data de 11 noiembrie 1572, cand Tycho Brahe a observat explozia unei stele in Constelatia Cassiopeea. Aceasta supernova, a carei stralucire in timpul exploziei a fost asemanatoare cu aceea a planetei Venus, a putut fi vazuta in timpul zilei. Dupa aproape trei luni ea a ajuns la magnitudinea 1, pentru ca in martie 1574 sa devina invizibila pentru ochiul liber.

Fenomenul observat de Tycho Brahe a produs un efect extraordinar asupra modului de gandire al oamenilor constituind unul din cele mai puternice argumente prin care se combatea ideea imuabilitatii sferei ceresti.

In constelatia Lebada (Cygnus) a fost observata o stea de magnitudine 3 care a explodat in anul 1600. Aceasta “nova a devenit de magnitudinea 5 in anul 1715 si a ramas astfel, fiind cunoscuta sub denumirea P Cygni, care este reprezentanta unei categorii de stele variabile cu invelis in expansiune.

O alta supernova a fost observata de Kepler (Steaua lui Kepler). Ea a explodat in anul 1604 in Constelatia Ophiuchus si a avut la maxim o stralucire asemanatoare cu aceea a lui Jupiter, pentru ca mai tarziu, sa devina invizibila.

La inceput novele si supernovele formau o singura categorie de obiecte cunoscute sub numele de stele noi. Mai tarziu, datorita diferentei de luminozitate in timpul maximei de stralucire, astronomii le-au clasificat in doua grupe distincte: nove si supernove.

O nova de magnitudine 3 a fost descoperita in anul 1669 in Constelatia Vulpecula. Aceasta a avut un maxim secundar in anul 1671, iar in 1672 a devenit invizibila.

Pe la inceputul anului 1848, observatiile de nove erau efectuate izolat si cu totul intamplator ; abia dupa acest an se intreprinde un plan in vederea cercetarii sistematice a unor astfel de obiecte.

In anul 1860 au fost observate novele V 841 Ophiuchi si T Scorpii, iar in 1876 este descoperita nova T Coronae Borealis, primul obiect de acest fel observat vizual si spectroscopic.

In 1876 este observata nova Q Cygni.



In 1885 se observa prima supernova extragalactica S Andromedae, iar in 1891 se efectueaza primele observatii fotografice ale novei T Aurigae.

In prima jumatate a secolului al XX-lea au fost observate cinci stele ale caror straluciri au crescut pana la magnitudinea 1 sau mai mult.

O stea nova poate fi notata prin cuvantul nova”, urmat de numele la cazul genitiv al constelatiei in care a avut loc aparitia respectiva, dupa care se scrie anul in care s-a efectuat observatia.

Printre novele descoperite in secolul nostru, un loc deosebit il ocupa Nova Aquilae 1918, a carei stralucire a crescut cu 13 magnitudini.

Nova Herculis 1934 care apartine unei stele duble stranse in care componentele respective se eclipseaza reciproc cu o perioada de 4h si 39 minute.

CLASIFICAREA NOVELOR

Dupa modul de variatie a stralucirii se pot deosebi urmatoarele tipuri de nove:

Nove ordinare, a caror stralucire creste cu 12-13 magnitudini intr-un interval de timp cu cateva ore sau chiar zile. Caracteristicile acestei clase de nove sunt asemanatoare cu cele ale novei tipice Nova Aquilae 1918. Aceasta stea era cunoscuta ca o stea ordinara de clasa spectrala A pana in anul 1918, cand stralucirea ei a crescut cu aproximativ 13 magnitudini. De pe o serie de fotografii efectuate timp de aproape zece ani, s-a pus in evidenta existenta unui strat care se indeparta in toate directiile in raport cu steaua centrala. Din masuratorile efectuate pe aceste placi s-a dedus ca stratul respectiv se deplaseaza cu o secunda de arc pe an, iar luminozitatea stelei in timpul eruptiei a crescut de la +5 la –8 magnitudini. Dupa ce a atins stralucirea maxima, luminozitatea novei a scazut brusc de-a lungul unei curbe aproape exponentiale.

Din datele inregistrate se constata ca stralucirea unei nove ordinare descreste destul de rapid in primele zile care urmeaza dupa faza maxima, pe urma declinul este mult mai lent, iar dupa cativa ani nova revine la stralucirea avuta inainte de eruptie. In primele opt zile dupa maxim stralucirea stelei Nova Aquilae 1918 scade cu 3 magnitudini.

Faptul ca in timpul eruptiei unei nove se produce o ejectie radiala” de materie gazoasa se deduce nu numai din masuratorile efectuate pe placa fotografica, ci si din variatiile observate in spectrul corespunzator. Astfel, de exemplu, la Nova Aquilae 1918 s-a observat un invelis verzui care inconjura steaua. In anul 1940 invelisul respectiv avea o expansiune radiala de doua secunde de arc pe an.   

Nove rapide si nove lente. Desi curbele de lumina ale novelor sunt foarte asemanatoare in privinta caracteristicilor generale, totusi aceste obiecte se pot imparti in doua categorii : nove rapide si nove lente, dupa cum este mai scurt sau mai lung intervalul de timp in care o nova trece printre prin toate fazele, de la prenova pana la postnova. Novele rapide isi modifica stralucirea intr-un interval de timp de cateva luni sau cel mult cativa ani. Cresterea spre maxim are loc in cateva ore sau zile. Dupa maxim, stralucirea scade lin si abia dupa cateva zile ajunge la 3 magnitudini sub maxim, iar pe urma descresterea stralucirii poate fi insotita si de anumite fluctuatii. Exemple de astfel de stele sunt: Nova Aquilae 1918 si Nova Herculis 1934.

Novele lente isi pot desfasura faza de crestere a stralucirii mult mai incet, aceasta faza putand sa dureze cateva luni. Intreg tabloul de variatie a stralucirii poate dura ani sau chiar secole. In general aceste nove sunt cu circa 1 sau 2 magnitudini mai putin stralucitoare la maxim decat novele rapide. Curbele de lumina ale novelor lente prezinta o scadere a stralucirii care poate fi insotita de mai multe fluctuatii cu amplitudini de ordinul a 1 sau 2 magnitudini. Printre aceste stele amintim Nova Aquilae 1936 si Nova RS Ophiuchi ale caror curbe de lumina au o serie de neregularitati.

Nove recurente. Din datele observationale s-a constatat ca exista o categorie de stele la care fenomenul de nova se repeta sunt asa-numitele nove cu repetitie sau nove recurente. Ele sunt caracterizate printr-o crestere rapida a stralucirii si un declin mai lent, amplitudinea acestor cresteri fiind de circa 8 magnitudini stelare, adica au variatii de stralucire cu aproximativ 4 magnitudini mai mici decat acelea ale novelor ordinare. Aceste eruptii, cu amplitudini mai mici, se repeta dupa cateva zeci de ani, ciclul mediu fiind de aproximativ treizeci de ani.

Unii astronomi considera ca fenomenul de nova trebuie sa se repete si la novele ordinare, numai ca perioada acestora este foarte lunga, de ordinul miilor de ani.

Mult timp T Pyxidis a fost unica nova recurenta cunoscuta. Astazi se cunosc cel putin cinci nove recurente. T Coronae Borealis, RS Ophiuchi, T Pyxidis, WZ Sagittae si U Scorpii.

In literatura astronomica se cunoaste o grupa de stele care sunt asemanatoare cu novele, dar la care fenomenul de eruptie se desfasoara la o scara mai mica, este vorba de asa-numitele stele variabile de tipul U Geminorum.

Din observatiile efectuate asupra stelelor variabile care se aseamana cu novele, s-a constatat ca, exista o corelatie intre amplitudine si durata unui ciclu: cu cat intervalul de timp dintre doua eruptii succesive este mai lung, cu atat eruptia este mai puternica. Aceasta inseamna ca cu cat o stea de tipul U Geminorum sta mai mult in starea de “liniste”, cu atat energia radiata in timpul unei eruptii va fi mai mare, deoarece in acest timp se poate acumula o cantitate mai mare de energie. Aceasta corelatie poate fi extinsa si la novele recurente care-si maresc de mii de ori luminozitatea de-a lungul catorva decenii. Daca vom extinde aceasta corelatie si la novele ordinare, care nu sunt recurente, se poate trage concluzia ca acea crestere a stralucirii de circa 12 magnitudini se poate realiza in urma unor acumulari de energie interna de-a lungul unui interval de timp de cateva mii de ani. Iata de ce se poate considera ca in realitate toate novele ar trebui sa fie recurente.

Intre eruptii, stelele amintite mai sus sunt observate ca niste obiecte fierbinti.

DATE OBSERVATIONALE

Observatii fotometrice

Datele observationale au fost obtinute in domeniul spectral-optic.

Curbele de lumina ale novelor dezvaluie o mare varietate cand sunt prezentate la aceeasi scara de timp, deoarece atunci apar in evidenta diferentele dintre novele rapide si cele lente. Dar daca scara de timp este mult comprimata, curbele de lumina devin foarte asemanatoare deoarece se pierd anumite caracteristici fine. La scara de timp destul de mare se constata ca, la unele nove, curba de lumina are o ascensiune neteda pana la maxim, in timp ce pe ramura corespunzatoare descresterii stralucirii apar oscilatii destul de puternice.

Pentru aputea urmari cat mai detaliat caracteristicile generale pe care le poate avea curba de lumina a unei nove, in anul 1936, McLaughin a propus ca pentru dezvoltarea unei nove tipice sa fie acceptate noua etape.

Observatii spectroscopice

Cu toate ca datele fotometrice ofera informatii pretioase cu privire la desfasurarea activitatii unei nove, spectroscopia pune la dispozitie un mijloc mult mai bogat de informare asupra proceselor fizice care se produc in timpul unei eruptii.

Pe cale spectroscopica s-au obtinut unele din putinele date asupra stadiului de prenova ale unei nove ordinare. Se stie astfel ca in aceasta faza predomina domeniul albastru al unui spectru continuu.

In ceea ce priveste faza initiala de crestere a stralucirii, datele spectroscopice sunt de asemenea foarte sarace. In timpul cresterii stralucirii spectrul ramane aproape nemodificat, de unde se trage concluzia ca desi atmosfera este in expansiune rapida, ea este inca intacta si destul de densa pentru a da nastere caracteristicilor de absorbtie.

In timp ce stralucirea novei se apropie de maxim, spectrul devine asemanator cu acela al unei supergigante. Imediat dupa faza de stralucire maxima incepe declinul insotit de modificari esentiale in spectru – apare un spectru “tipic de nova”, care este caracterizat prin linii puternice de emisie, largi si simetrice fata de pozitiile normale. Sunt caracteristice liniile de emisie care corespund hidrogenului, calciului ionizat si azotului neutru. In zona lungimilor de unda scurta se pot vedea si linii de absorbtie. Spectrul se numeste spectru principal” si are o deplasare spre ultraviolet mult mai mare decat aceea a spectrului din faza de stralucire maxima.

Aceste caracteristici spectrale sunt determinate de expansiunea substantei gazoase care devine foarte rarefiata si emite liniile stralucitoare. Deplasarea spre violet este provocata de miscarea spre noi a stratului care se afla intre noi si steaua centrala.

Cele doua feluri de linii – de emisie si absorbtie – coexista putin timp. Liniile luminoase care coexista cu absorbtia principala sunt cele ale hidrogenului si metalelor la care se mai adauga liniile interzise de emisie ale oxigenului neutru si mai tarziu se adauga liniile interzise ale azotului ionizat.

Cand stratul gazos se extinde suficient, spectrul continuu aproape ca dispare si raman numai linii de emisie, printre care sunt proeminente liniile verzi nebulare interzise ale oxigenului dublu ionozat, liniile interzise ale neonului dublu ionizat, liniile interzise ale heliului odata ionizat si liniile interzise ale nichelului odata ionizat. Acestea sunt linii interzise si sunt emise numai din cauza ca gazele din stratul care se dilata sunt atat de rarefiate incat ciocnirile dintre atomi sunt foarte rare. Desi spectrul continuu nu mai este evident, el este inca prezent, deoarece corpul principal al stelei continua sa emita radiatii.

In general, se presupune ca in timpul eruptiei unei nove masa stratului in expansiune este ejectata imediat inaintea aparitiei spectrului principal. Cand stralucirea novei a scazut cu o magnitudine sub maxim, apare un al treilea spectru de absorbtie care este si mai puternic deplasat spre ultraviolet. La inceput liniile sunt largi si difuze pentru ca mai tarziu sa se intensifice si sa se divida in componente separate. Cele mai proeminente sunt liniile hidrogenului si incep sa apara liniile fierului odata ionizat si ale altor metale ionizate. Acest spectru a fost numit “spectrul difuz intensificat”.

Din examinarea spectrului novei DQ Herculis, M.Walker a constatat ca aceasta stea este compusa din doua obiecte dintre care unul a suferit fenomenul de nova.

In urma acestei descoperiri, R. Kraft examinand spectrogramele a zece nove a demonstrat ca cel putin sapte dintre ele sunt sisteme de stele duble stranse spectroscopice cu perioada de 1 h 22 minute pentru WZ Sagittae si 127,6 zile pentru T Coronae Borealis. De aici a aparut ideea ca o nova trebuie sa fie o stea componenta a unei stele duble.

Teoria novelor

O teorie asupra novelor pentru a putea fi acceptata trebuie sa se explice: fenomenele care se manifesta intr-o stea albastra care este membra a unui sistem binar rosu-albastru.

In literatura de specialitate se cunosc multe incercari de a explica originea novelor. Dintre acestea retinem teoria care se bazeaza pe ipoteza ca novele sunt componente ale unor sisteme duble stranse cu perioadele orbitale de numai cateva ore, una din componente fiind o pitica alba fierbinte, iar cealalta o stea mare, “rece”, de culoare rosie.

Din punct de vedere al evolutiei stelare, steaua mai fierbinte este mult mai avansata, ea a ajuns in faza de pitica alba, fiind alcatuita in mare parte din gaz degenerat si numai in apropiere de suprafata a mai ramas un strat foarte subtire de hidrogen.



Steaua mai “rece” este mai putin evoluata, se gaseste in faza cand, datoria reactiilor termonucleare din interiorul ei s-a dilatat pana la limita Roche, astfel ca sistemul respectiv apare ca un sistem semidetasat.

Componenta mai rosie (mai rece) nu se mai poate dilata, deoarece materialul care atinge aceasta limita este obligat sa se scurga spre componenta mai fierbinte. In functie de conditiile fizice din interiorul stelei mai reci, materialul poate, fie sa cada pe pitica alba, fie sa circule in jurul celor doua componente sau sa paraseasca definitiv sistemul respectiv.

In cazul cand de la componenta mai rece se transfera spre pitica alba (mai fierbinte) material bogat in hidrogen, care ajunge pe suprafata ei, se produce o crestere a temperaturii care va declansa arderea termonucleara a hidrogenului de la suprafata. Se va produce o instabilitate termica din cauza gradientului de temperatura, care va face ca steaua sa devina instabila pulsatoriu, fapt care va determina expansiunea invelisului exterior. Prin urmare, instabilitatea temperaturii duce la instabilitatea razei – pulsatia invelisului exterior.

In timp ce steaua sufera aceasta instabilitate, se va elibera o cantitate mare de energie care determina ejectia unor mase de gaz in spatiu, iar cresterea temperaturii superficiale duce la marirea luminozitatii si, prin aceasta, la cresterea considerabila a stralucirii care poate explica astfel fenomenul de nova.

Bazat pe aceste idei, in anul 1968, Rose a elaborat un model de nova in care a considerat ca steaua fierbinte se gaseste in contractie si evolueaza spre faza de pitica alba. In centrul piticei hidrogenul este consumat in intregime, iar modelul este astfel calculat incat numai un strat subtire de la suprafata sa fie afectat de eruptie. Acest fapt concorda cu rezltatele obtinute pe cale spectroscopica.

Evolutia spre faza de postnova se datoreaza faptului ca straturile exterioare se racesc mult mai rapid decat se realizeaza transportul de energie din interior spre exterior.

Din analiza datelor observationale si compararea lor cu unele consideratii teoretice se poate spune ca detinem informatii valoroase cu privire la fenomenul de nova. Problema originii si evolutiei novelor ramane insa deschisa.

M         

Supernovele


Supernovele sunt obiecte cosmice supuse celor mai violente explozii cunoscute pana acum in natura. Ele sunt stele a caror luminozitate devine de sute de milioane de ori mai mare decat luminozitatea Soarelui si sunt de mii de ori mai luminoase decat novele ordinare. In faza de supernova steaua respectiva emite atata energie cata emit toate celelalte stele, luate la un loc, dintr-o anumita galaxie. Aceasta emisie determina cresterea considerabila a luminozitatii si, prin aceasta, o crestere enorma a stralucirii.

La maximum de stralucire, o supernova poate ajunge pana la magnitudinea absoluta cuprinsa intre –19 si –21 , fapt care ne arata ca un astfel de fenomen este legat de explozia unei stele care se afla in etapa finala a evolutiei sale.

Denumirea de supernova a fost introdusa de catre Baade si Zwicky intre anii 1935 – 1937 cu scopul de a marca eruptiile stelare care sunt mult mai violente decat in cazul unor nove obisnuite. Pana in prezent se cunosc peste trei sute de supernove, dintre care cinci au fost observate in Galaxia noastra, restul in alte galaxii si mai cu seama in roiurile de galaxii. Astfel, in roiul din Constelatia Virgo se cunosc douazeci de supernove, in cel din Ursa Major noua supernove, iar in roiurile din constelatiile Coma Berenices si Cancer s-au observat noua, respectiv cinci astfel de obiecte.

Intre 6 septembrie 1936 si 1 ianuarie 1940, astronomii au urmarit frecventa aparitiei supernovelor in 840 de galaxii. Din prelucrarea datelor obtinute, in anul 1942 Zwicky ajunge la concluzia ca in fiecare galaxie explodeaza o supernova o data la 360 de ani.

Se considera ca frecventa supernovelor este de aproximativ o supernova intr-o galaxie o data la o suta de ani. Desigur, la aceasta problema este greu de dat un raspuns definitiv deoarece se descopera mereu noi galaxii si se observa noi supernove in ele.

Pana acum 40 de ani in Galaxia noastra erau cunoscute trei explozii de supernove, care au avut loc respectiv in Constelatiile Taurus, Cassiopeea si Ophiuchus.

Supernova din Constelatia Taurus, observata in anul 1054 a avut la maximul de stralucire magnitudinea aparenta –5 si a fost vizibila cu ochiul liber in timpul zilei. Ramasitele acestei supernove sunt cunoscute sub numele de Nebuloasa Crab.

Supernova care a explodat in anul 1572 in Constelatia Cassiopeea, a fost observata in renumitul astronom Tycho Brahe asupra caruia a produs o impresie deosebit de puternica. Iata ce scria Tycho Brahe in legatura cu aceasta aparitie: “Intr-o seara, cand priveam ca de obicei bolta cereasca, al carei aspect imi este atat de familiar, vazui cu o uimire de nespus, aproape de zenit, in Cassiopeea, o stea stralucitoare de o marime extraordinara. Surprins, nu stiam daca trebuie sa-mi cred ochilor. Ca sa ma conving ca nu era o iluzie si sa culeg si marturia altor persoane ii chemai pe lucratorii din laboratorul meu si-i intrebai, ca si pe toti trecatorii de altfel, daca vedeau ca si mine steaua care aparuse dintr-odata

Supernova din 1572 a fost situata langa steaua Cassiopeea, fiind observata din mai multe tari europene si din Orientul Indepartat. Aparitia ei a fost mentionata si in cronicile romanesti.

Primele observatii notate de Tycho Brahe sunt efectuate la data de 11 noiembrie 1572. La maximul de stralucire supernova a avut magnitudinea aparenta 4, culoarea “alba si a fost mai stralucitoare decat Sirius si Jupiter. Cand cerul era perfect senin, ea putea fi observata si in timpul zilei.

Descresterea stralucirii supernovei din 1572 s-a produs mult mai lent decat cresterea respectiva. Astfel, la inceputul anului 1574 ea avea magnitudinea aparenta +5,5 si se gasea la limita de vizibilitate a ochiului liber.

Supernova care a aparut in anul 1604 in Constelatia Ophiuchus (steaua lui Kepler) a fost descoperita “oficial” la 10 octombrie 1604 de catre J. Brunowski, la Praga. Timpul nefavorabil a ingreunat observarea acestui obiect, primele observatii fiind efectuate de catre Kepler la 17 octombrie 1604. De la Kepler ne-au ramas o serie de informatii pretioase asupra acestei supernove, care, de altfel, ii poarta si numele. Exista marturii ca aceasta supernova a fost observata si de pe teritoriul tarii noastre.

Cercetarile din ultimul an au dus la descoperirea a inca cel putin doua resturi de supernove care au explodat in Galaxia noastra este vorba despre supernova din anul 1006 si sursa radio Cassiopeea A.

Identificarea restului acestei supernove a fost efectuata cu ajutorul radiotelescoapelor. La maximul de stralucire supernova a avut magnitudinea intre si 10 si s-a aflat la o departare de trei mii de ani lumina fata de noi.

Apartenenta sursei radio Cassiopeea A., la grupa supernovelor a fost stabilta mai tarziu.

Dintre supernovele extragalactice amintim steaua S Andromedae a carei explozie a avut loc in anul 1885. Ea se gaseste in galaxia cunoscuta sub denumirea de Marea Nebuloasa din Andromeda. Magnitudinea aparenta a acesteia, la maximul de stralucire a fost +6, fiind tot atat de stralucitoare ca insasi nebuloasa respectiva. Dupa aproximativ 6 luni, luminozitatea ei s-a redus de circa 10000 de ori, incetand sa mai fie vizibila. Este prima supernova descoperita intr-un sistem extragalactic.

Cantitatea de energie radiata in timpul exploziei unei supernove este de aproximativ 10 la puterea 42 J, iar liniile spectrale arata ca, in timpul unei explozii de supernova, steaua respectiva ejecteaza, cu o viteza de 10,000 de kilometri pe secunda, pana la 10 procente din masa totala. Explozia de supernova afecteaza straturile mai adanci ale stelei respectve, fapt care, determina pierederea unei parti importante din masa sa.

Dupa explozie, masele imense de gaze ejectate formeza o nebuloasa ce inconjoara nucleul rezidual, care, in anumite conditii poate deveni o stea neutronica. Asa s-a intamplat si in cazul Nebuloasei Crab si al restului de supernova din Constelatia Vela.

Daca se admite ca temperatura la suprafata unei supernove este de 10,000 de grade Kelvin, asa cum rezulta din observatii spectroscopice, atunci, avand in vedere faptul ca luminozitatea este proportionala cu patratul razei, rezulta ca in faza de maxim, o supenova are o raza de aproximativ 3 x 10 la puterea 15 cm. Raza Soarelui este de 7x10 la puterea 10 cm. !

Clasificarea supernovelor

Pe baza datelor observationale, supernovele pot fi clasificate in doua mari categorii : supernove de tipul I si supernove de tipul II. De fapt, se presupune ca exista cinci tipuri de supernove, insa obiectele de tipurile III – V sunt atat de putin cunoscute incat, practic, se poate vorbi numai despre tipurile I si II.

Supernovele de tipul I sunt aproximativ tot atat de numeroase ca si cele de tipul II. Caracteristicile prin care se deosebesc cele doua tipuri sunt indicate de curbele de lumina corespunzatoare, energia eliberata in timpul exploziei, spectrele si populatia din care fac parte.

Supernovele de tipul I se caracterizeaza prin curbe de lumina si spectre foarte asemanatoare. Dupa o crestere brusca spre maximul de stralucire, curbele de lumina raman stabile timp de cateva zile, iar apoi urmeaza o descrestere care poate sa dureze mai bine de un an.

O caracteristica generala a curbelor de lumina corespunzatoare supernovelor de tipul I este faptul ca dupa 2-3 ani luminozitatea respectiva devine stabila.

Din analiza modului de descrestere a stralucirii unei supernove, se constata ca timpul de injumatatire a intensitatii este de circa 55 de zile, fapt care poate sugera ideea ca emisia optica ar fi legata de dezintegrarea radioactiva a anumitor izotopi al caror timp de injumatatire este de 30 - 100 de zile.

In general supernovele sunt explozii de stele care se produc in galaxii indepartate si de aceea, cu toate ca luminozitatea lor este foarte mare, observarea lor este dificila. In acest scop, cel mai frecvent sunt utilizate observatiile fotografice. Pe aceasta cale, cunoscand distanta galaxiei in care explodeaza o supernova si determinand magnitudinea aparenta a supernovei la maximul de stralucire, se poate calcula magnitudinea absoluta –19, iar variatia stralucirii lor sa depaseasca 15 magnitudini stelare. Acest tip de supernove este legat de stelele a caror masa este de ordinul de marime a unei mase solare. Spectrele supernovelor de tipul I sunt caracterizate prin liniile de emisie ale unor elemente grele, fapt care arata ca aceste obiecte se afla intr-o faza avansata de evolutie. Hidrogenul este reprezentat prin mai putin de 10 % din masa stelei. Din modul de distibutie al supernovelor de tipul I intr-o galaxie – galaxie sferica – si datorita faptului ca ele sunt obiecte de varsta inaintata, s-a ajuns la concluzia ca aceste obiecte apartin populatiei stelare de tipul II. Ca exemplu de supernova de tipul I, amintim Supernova 1970 j, descoperita de L. Rosino in Galaxia NGC 7619. Ea este cel mai stralucitor membru al rolului de galaxii din Constelatia Pegasus. Maximul de stralucire in domeniul albastru, pentru supernova 1970j, a avut loc in 7 sau 8 octombrie 1970, cand s-a determinat magnitudinea aparenta de +14,5. Au obtinute trei spectre : la sase zile inainte de maxim, o zi inainte de maxim si la 25 de zile dupa maximul de stralucire.

Supernovele de tipul II elibereaza o cantitate de energie de aproximativ 10 la puterea 44- 10 la puterea 45J. Curbele de lumina sunt mai largi la maxim decat cele ale supernovelor de tipul I, magnitudinea absoluta la maximul de stralucire fiind de circa –17. Dupa o scadere initiala de circa 1,5 magnitudini, in aproximativ 30 de zile, curbele de lumina prezinta un fel de umar care este succedat de un declin rapid. Variatia stralucirii in timp este diferita de la un obiect la altul, asa ca pentru acest tip de supernove este destul de greu sa se determine marimile caracteristice corespunzatoare tipului II.

In general, supernovele de tipul II sunt rezultatul unei evolutii rapide a stelelor tinere, dar foarte masive, ce apartin populatiei I, eruptia acestora putand implica ejectia unei mase mai mari decat o masa solara. Un exemplu de supernova de tipul II este Supernova 1957 a din Galaxia NGC 2841.



Supernove de alte tipuri. Cercetarea curbelor de lumina a mai multor supernove a dus la concluzia ca in anumite cazuri aspectele curbelor sunt atat de diferite de acelea ale supernovelor de tipurile I si II, incat se presupun posibile si alte tipuri de supernove. Astfel, Zwicky considera ca ar mai putea exista supernove de tipurile III, IV si V, dar obiectele care ar putea fi incluse in aceste tipuri sunt foarte rare si este greu de admis ca niste supernove cu caracteristici diferite de cele corespunzatoare tipurilor I si II ar trebui considerate ca reprezentante ale unor noi tipuri de supernove.

Supernovele prezinta o importanta deosebit de mare nu numai pentru astrofizicieni, ci si pentru fizicieni. In urma lor, supernovele lasa anumite resturi care sunt de o mare importanta pentru cercetarea materiei in conditii cu totul diferite de conditiile care se pot realiza in laboratoarele terestre.

In urma acestor explozii apar surse de radiatii X, surse de radiatii cosmice de inalta energie care bombardeaza continuu planeta noastra, se formeaza anumite elemente grele, apar nebuloasele care se dilata in mod spectaculos si care sunt printre cele mai frumoase obiecte de pe bolta cereasca, se nasc surse de radiatie radio etc.

Iata de ce supernovele sunt urmarite cu atentie deosebita, atat din punct de vedere observational, cat si teoretic.

In cursul evolutiei, in stea, ard elemente din ce in ce mai grele, necesitand temperaturi tot mai mari. Reziduurile acestor reactii se vor distribui in paturi concentrice, discontinue (model “foaie de ceapa cu densitati care cresc spre interior.

Odata inceput colapsul gravitational, aceasta dureaza cateva secunde, pana cand este atinsa configuratia de echilibru a stelei neutronice.

Deoarece ultima supernova observata in Galaxia noastra a fost cea din 1604, marea majoritate a materialului informational s-a obtinut prin observarea supernovelor din alte galaxii, incepand cu cea din Nebuloasa Andromeda, din anul 1885. Daca fenomenul de supernova este un stadiu final al unui proces evolutiv al stelelor, ar insemna ca frecventa de producere a acestuia trebuie sa fie destul de mare, avand in vedere abundenta stelelor masive in Galaxia noastra si in alte glaxii.

In Galaxia noastra au fost semnalate patru supernove numite “istorice”, in anii 1006, 1054, 1572, 1604, dar exista certitudinea ca ulterior a mai aparut una in Constelatia Cassiopeea. Deci in ultimul mileniu s-au produs cinci supernove, ceea ce ar da o frecventa de aparitie de una la doua sute de ani. Aceasta valoare trebuie corectata insa de anumite fenomene, cum ar fi nesemnalarea unor supernove (nedescoperirea unor marturii scrise) sau absorbtia mediului interstelar, care limiteaza distanta de la care o supernova se poate observa vizual timp mai indelungat.

Evolutia stelelor cu masa de 15-70 magnitudine conduce, in general, la formarea unui nucleu instabil de fier. Daca masa acestuia este sub limita superioara de existenta a unei stele neutronoce, steaua va exploda, lasand in urma o stea neutronica. Daca masa nucleului este putin mai mare, steaua se va colapsa intr-o gaura neagra.

M             

PITICELE ALBE


Multe stele nu sunt izolate in spatiu, ci formeaza stele duble, iar cateodata triple sau sisteme multiple. Sirius este si ea o stea dubla. Numai ca a doua componenta a acesteia este atat de slaba, incat nu poate fi observata decat cu un telescop mare. Astronomii au descoperit ca satelitul lui Sirius are o lumina aproape tot atat de alba ca si steaua principala. Aceasta inseamna ca temperatura sa superficiala este aproape tot atat de ridicata ca si aceea a lui Sirius. Satelitul lui Sirius da o lumina de 50.000 de mii de ori mai mica decat Sirius. Pe diagrama Hertzsprung-Russel locul sau se afla mult mai jos de secventa principala. In felul acesta s-a descoperit prima pitica alba. Stralucirea ei foarte mica se datoreaza dimensiunilor ei mici. Aceasta stea este numai de doua ori mai mare ca Pamantul. Au mai fost descoperite si alte pitice albe, dintre care cele mai mici sunt cam de aceleasi dimensiuni cu planeta Mercur.

Se cunosc pitice albe, la care 1cm cub ar cantari cateva tone, datorita densitatii foarte mari. Si totusi materia din care sunt constituite piticele albe este gazoasa. Acest lucru necesita unele explicatii : un atom al unei substante este format dintr-un nucleu incarcat pozitiv, in jurul caruia se invart pe orbite electronii incarcati negativ. In imprejurari normale, diferiti atomi pot sa se apropie intre ei atat de mult, incat invelisurile electronilor exteriori sa vina in contact. Deoarece electronii de pe traiectoriile exterioare se invart relativ departe de nucleu, nucleele atomilor sunt relativ foarte departate intre ele. Deoarece exista mult spatiu liber, la piticele albe electronii sunt “smulsi” de nuclee, iar nucleele atomilor pot sa se apropie mult mai mult intre ele. Chiar si asa tot mai exista intre ele suficient loc; ele se pot misca liber si substanta se comporta ca un gaz. In felul acesta apar densitati de neinchipuit, care la inceput nici nu erau crezute de astronomi.

Materia in interiorul stelelor pitice albe este insa foarte densa. Astronomii au calculat de pilda ca in Constelatia Casiopeea se afla o stea de opt ori mai mica decat Pamantul, dar un singur centimetru cub din materia acestei stele ar cantari pe Pamant 36 de tone.

La piticele albe se produce foarte putina energie, cu toata marea lor densitate si cu temperatura centrala asemanatoare aceleia a Soarelui. Pare sigur ca ele nu au hidrogen in zonele centrale care trebuie sa fie constituite din heliu si elemente grele. Numai la suprafata aceste stele ar fi acoperite de o patura relativ subtire de hidrogen, care ar emite energia prin reactia proton-proton, energie care s-ar adauga la energia gravitationala obtinuta prin contractia inceata a stelei si ar da in total luminozitatea observata.

Piticele albe sunt considerate de astronomi ca stadiul final al evolutiei stelelor; de aceea, ele prezinta o deosebita importanta ca si limita superioara de masa ale stelelor degenerate.

Daca am umple o sticla de 1litru cu materie din pitica alba Sirius B si am transporta-o pe Pamant ea ar cantari 240 de tone.

Fenomenul piticelor albe a fost explicat prin strivirea atomilor care, distrusi de o presiune enorma, se reduc la nucleele si atomii lor, indesatii unii intr-altii si formand un amestec care urmeaza legarea gazelor perfecte. Stiind ca dimensiunile nucleelor sunt de ordinul de marime 10 la puterea -5

din dimensiunile atomilor, iar ale electronilor chiar mai mici,intelegem de ce materia acestor stele ajunge, prin comprimare, la densitati atat de mari.

BIBLIOGRAFIE


EXPLOZII IN UNIVERS IOAN TODORAN

INTERNET WWW.NASA.GOV

REVISTA DE CULTURA GENERALA “ARBORELE LUMII”

REVISTA SKY & TELESCOPE” / NOIEMBRIE 2001

ENCICLOPEDIE ASTRONOMICA






Politica de confidentialitate



DISTRIBUIE DOCUMENTUL

Comentarii


Vizualizari: 1041
Importanta: rank

Comenteaza documentul:

Te rugam sa te autentifici sau sa iti faci cont pentru a putea comenta

Creaza cont nou

Termeni si conditii de utilizare | Contact
© SCRIGROUP 2022 . All rights reserved

Distribuie URL

Adauga cod HTML in site