ASTROFIZIC TEORETICSTELE DUBLE (SISTEME BINARE I MULTIPLE DE STELE) I STELE VARIABILE

Lector: Radu GheraseDirector Dep. Stiinific Astroclubul Bucureti

Sisteme binareClasificarea sistemelor binare:Un sistem binar reprezinta un ansamblu de stele care descriu o orbita in jurul centrului comun de masa. 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.Observarea acestor sisteme ajuta la:determinarea orbitelor componentelordeterminarea maselor componentelorstabilirea relatiei masa-luminozitatedeterminarea razei componentelor (binare cu eclipsa)stabilirea si corectarea modelelor astrofizice

Sisteme binareSisteme binare vizualeStele duble vizual: Stele duble (fizic) componentele interactioneaza fizic Stele duble (optic)

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).

Sisteme binareSe estimeaza peste 50% din stelele Galaxiei fac parte din sisteme binare, triple sau multiple. Evident, dintre acestea, cele mai numeroase sunt sistemele binare.

Sisteme binareSisteme binare vizuale:Miscarea celor 2 stele intr-un astfel de sistem poate fi studiata prin observarea pozitiei relative a unei stele in raport cu cealalta. Pe parcursul anilor aceasta pozitie se schimba suficient cat sa fie observata si masurata.Cele mai importante date care se colecteaza in acest caz sunt informatiile de pozitie a unei componente in raport cu cealalta. Implicit, se ia ca reper componenta primara, prin conventie aceasta fiind steaua mai stralucitoare. In situatia in care cele 2 componente au magnitudini similare, tot prin conventie se considera a fi componenta principala steaua mai apropiata de nord. Componenta principala a sistemului poarta denumirea de stea primara, iar cea secundara se mai numeste si companion.Se vor determina in principal 2 parametri:distanta unghiulara intre cele 2 componente, exprimata in secunde de arcunghiul intre directia determinata de cele 2 stele si directia nordului, masurat de la nord spre est (unghi de pozitie )

Sisteme binareSisteme binare vizuale:

Sisteme binareSisteme binare vizuale:Se mai pot masura si alti parametri, cum ar fi diferenta de magnitudine dintre cele 2 stele, specificand si culorile componentelor.In cazul sistemelor binare vizuale, separarea componentelor este suficient de mare pentru a permite observarea acestora (rezolvarea lor) ca 2 stele distincte cu ajutorul unui instrument optic de observatie (telescop, binoclu).Asta inseamna ca stelele sa fie apropiate de noi, si indepartate una de alta (a sa fie mare)Evident, separarea componentelor unui sistem depinde foarte mult si de diferenta de magnitudine dintre ele.

Sisteme binareSisteme binare vizuale:Puterea de separare (de rezolvare) a unui instrument optic depinde, in principal, de urmatorii factori:diametrul obiectivuluicalitatea opticiialinierea (colimarea) opticiiturbulenta atmosfericaCriteriul Rayleigh arata care este distanta unghiulara minima de separare dintre doua stele albe de aceeasi magnitudine astfel incat componentele privite printr-un instrument cu diametrul D sa se atinga formand o figura asemanatoare semnului .R=140/D, unde D este diametrul obiectivului instrumentului utilizat exprimat in mm.Spre deosebire de criteriul Rayleigh, limita Dawes este calculata teoretic pentru situatia extrema in care cele doua stele se suprapun partial in campul vizual, un observator experimentat reusind sa desluseasca forma alungita ca un oval. R=116/D[mm].

Sisteme binareElementele orbitale ale unui sistem binar

argumentul periastrului unghiul de pozitie al nodului ascendenta semiaxa mare a orbiteii inclinarea planului orbitei fata de planul ceruluie excentricitatea elipseiT momentul trecerii la periastruNota: Steaua principala nu se afla neaparat in focarul elipsei aparente.

Sisteme binareSisteme binare vizuale:In cazul sistemelor binare vizuale se pot determina elementele prezentate mai sus, insa nu se poate specifica exact care nod este ascendent si care e descendent (semnul lui i).De asemenea se pot determina masele componentelor.

Sisteme binareDeterminarea masei componentelor:Daca distanta pana la sistemul binar e cunoscuta, atunci avem:

Cu

Sisteme binareSisteme binare spectroscopiceAcestea se caracterizeaza in general prin separare unghiulara mica, viteze orbitale mari.Datorita separarii unghiulare mici, majoritatea binarelor spectoscopice nu pot fi rezolvate vizual.

Sisteme binareSisteme binare spectroscopiceConditie necesara pt. observare: i0!Daca planul orbitei reale nu e perpendicular pe directia de observare, viteza orbitala a stelelor va prezenta o componenta radiala (pe directia de observatie). Aceasta va avea o variatie periodica si va putea fi determinata cu ajutorul unui spectrometru, observandu-se deplasarea Doppler a liniilor spectrale.

Sisteme binareSisteme binare spectroscopiceClasificare:A) binare spectroscopice cu un set de linii spectraleB) binare spectroscopice cu doua seturi de linii spectraleIn cazul a) e observabil un singur set de linii spectrale, atunci cand avem de-a face cu o diferenta mare de stralucire intre cele doua componente (vedem lumina stelei principale).In cazul b) stelele au aproximativ aceeasi stralucire, insa au compozitie chimica diferita.

Sisteme binareSisteme binare spectroscopice

Sisteme binareSisteme binare spectroscopice

Sisteme binareSisteme binare spectroscopiceComponentele radiale ale vitezelor se modifica periodic, pe masura ce stelele orbiteaza in jurul centrului comun de masa. Prin masurarea deplasarilor Doppler ale liniilor spectrale pe o perioada de timp, putem construi o curba cu valorile componentelor radiale ale vitezelor determinate.

Sisteme binareSisteme binare spectroscopice

Vr =f(t)./0=Vr/cVr= componenta radiala a vitezei, in directia de observarec= viteza luminii in vid0=lungimea de unda in repausNota: formula de sus e valabila numai cand Vr

Sisteme binareSisteme binare spectroscopiceDe aici putem deduce caracteristicile orbitei.Nota: nu poate fi determinat prin aceasta metoda! Se poate insa determina ce componenta se apropie sau se indeparteaza de observator, deci se poate spune care nod este ascendent si care este descendent semnul lui i.De asemenea, prin aceasta metoda nu se poate determina i, ci doar semnul sau.Se observa ca la binarele spectroscopice se pot determina anumite aspecte ce nu pot fi deduse din observatiile la cele vizuale, si viceversa.In cazurile (foarte rare) cand un sistem este atat spectroscopic cat si vizual se pot determina foarte precis toate caracteristicile orbitei.In afara de variatiile periodice ale componentelor radiale ale vitezei datorate deplasarii componentelor pe orbita, de unde rezulta deplasarile periodice Doppler ale liniilor spectrale, sistemul in ansamblul sau poate avea o viteza inspre sau dinspre Soare. Aceasta se numeste viteza sistemica si de asemenea se poate determina prin observatii spectroscopice. Trebuie avut in vedere insa ca aceste observatii se fac de pe Pamant, deci se fac corectii la viteza sistemica - se tine cont de viteza orbitala a Pamantului si chiar si de miscarea de rotatie a acestuia.

Sisteme binareSisteme binare astrometrice:Acestea sunt descoperite studiind miscarea proprie a stelelor (si oscilatiile periodice ale pozitiilor acestora fata de directia aparenta de deplasare pe bolta cereasca, in raport cu stelele fixe).Este necesara astrometrie de mare precizie, similar cu cazurile cand se urmareste detectarea planetelor extrasolare.In general, sistemele binare astrometrice nu pot fi detectate la o distanta mai mare de 10 parseci.(efect similar cu cel de paralaxa)

Sisteme binareSisteme binare cu eclipsaConditia necesara pentru observare: i=90! Planul orbitei in directia de observare! Atunci cand componentele se eclipseaza reciproc, observam o scadere a stralucirii.Prin aceasta metoda putem determina masele componentelor fara sa cunoastem distanta! De asemenea, se pot determina si razele componentelor.

Sisteme binareSisteme binare cu eclipsa

Sisteme binareClasificarea sistemelor binare dupa configuratia lor:binare detasate: stelele nu interactioneaza si evolueaza separat (nu exista transfer de materie)binare semidetasate: materia uneia dintre componente (donoare) este atrasa la suprafata celeilalte componente formand un disc de acretie in jurul celei din urma; acest transfer de masa domina evolutia sistemului: ex. Binarele X, variabilele cataclismicebinare de contact: atmosferele componentelor interactioneaza reciproc si formeaza un invelis comun; componentele fuzioneaza in cele din urma.

Sisteme binarePlanetele extrasolare:

Metode de detectare:- effect Doppler- astrometrie- tranzite- lentile gravitationale- neomogenitati in cadrul discurilor protoplanetare

Stele variabileSe numesc stele variabile, acele stele a caror stralucire aparenta variaza cu timpul. Exista doua categorii de stele variabile si anume: stele variabile fizice (sau intrinseci)stele pseudovariabile (sau variabile cu clipsa).

Stele variabileLa stelele variabile fizice variatia stralucirii aparente este o consecinta a variatiei luminozitatii lor (adica a fluxului de energie radiat in spatiu), variatie care se datoreaza proceselor fizice ce au loc in interiorul acestora. La stelele pseudovariabile, variatia stralucirii aparente nu are o cauza fizica, ea datorandu-se unui fenomen geometric - eclipsarea reciproca a componentelor unui sistem binar strans, in cursul miscarii orbitale. Acestea sunt deci sisteme binare cu eclipsa, iar luminozitatile componentelor nu variaza, in general (exista unele cazuri in care una din componentele sistemului binar cu eclipsa este o variabila fizica).

Stele variabileStele variabile intrinseci:Observatiile arata ca, la acestea, variatia luminozitatii este insotita, in general, de variatia si a altor parametri fizici: raza, spectrul, temperatura efectiva, uneori masa etc. Exista unele stele variabile, la care pentru o variatie neinsemnata a luminozitatii avem o variatie importanta a altor parametri fizici.

Stele variabileStelele variabile fizice se impart in doua clase: variabile pulsantevariabile eruptive.

Stelele variabile sunt studiate uzual prin fotometrie, spectrofotometrie si spectroscopie.Astronomii amatori care observa atat vizual cat si fotometric (sau chiar spectroscopic) astfel de obiecte au o contributie majora in cercetare, avand o contributie majora la realizarea curbelor de lumina necesare pt. a cunoaste comportamentul stelei in timp (variatiile stralucirii cu timpul).

Stele variabileStele variabile pulsante:CefeideleLa acestea luminozitatea variaza ciclic, foarte regulat, cu o perioada care poate fi cuprinsa intre o zi si cateva zeci de zile. Numele de cefeida vine de la steaua delta Cephei, care este reprezentativa pentru acest tip de variabile. Variatia luminozitatii este insotita de variatia spectrului. Raza stelei variaza periodic cu luminozitatea (adica steaua pulseaza). Perioada de variatie ciclica a stralucirii: 1-70 zileAmplitudinea variatiei stralucirii: 0.1 pana la 2 magEx. Delta Cephei, Beta Dorado (cea mai apropiata), Polaris

Stele variabileStele variabile pulsante:Cefeidele:Stele gigante cu luminozitate mare. Clasa spectrala F la maxim (rosii) si G,K la minim.La cefeide observatiile au pus in evidenta o relatie intre perioada de pulsatie si luminozitatea medie, numita relatia perioada-luminozitate. Aceasta relatie are o deosebita importanta practica si teoretica. Importanta practica rezulta din faptul ca pe aceasta relatie se bazeaza determinarea distantelor stelelor indepartate. Cefeidele fiind stele gigante, deci stele de mare luminozitate, se observa pana la mari distante (chiar distante extragalactice) - LUMANARI STANDARD

Stele variabileStele variabile pulsante:Cefeidele:Relatia perioada-luminozitate:

P reprezinta perioada de variatie ciclica in zile.O cefeida de tip I (tip delta Cephei) cu perioada de variatie de 3 zile e de 800 de ori mai stralucitoare decat Soarele. O cefeida cu perioada de 30 de zile e de 10000 de ori mai stralucitoare decat Soarele.Henrietta Swan Leavitt

Stele variabileStele variabile pulsanteCefeidele

Stele variabileStele variabile pulsante:Cefeidele:

Stele variabilePopulatiile de stele:Populatia III: prima generatie de stele (nu contineau metale in compozitie). In prezent ele nu mai exista (nu au fost observate pana in prezent, existenta lor e determinata teoretic)Populatia II: a doua generatie de stele, metalicitate scazutaPopulatia I: cea mai recenta generatie de stele. Metalicitate ridicata (ex. Soarele).

Stele variabileStele variabile pulsante:Stele de tip W Virginis.Sunt asemanatoare cu Cepheidele (prezinta aceleasi caracteristici dar sunt mai putin stralucitoare facand parte din populatia a doua spre deosebire de cefeidele clasice (Cep) care fac parte din populatia I.Se mai numesc si Cepheide de tip 2.Variabilele W Virginis satisfac, de asemenea, o relatie perioada luminozitate.

Stele variabileStele variabile pulsante:Stele de tip RR Lyrae:Acestea au o variatie asemanatoare cu cefeidele, dar au perioade mai scurte, in general sub o zi (majoritatea au perioada in jur de 0,5 zile) si amplitudinea variatiei de stralucire de 0.3 pana la 2 mag.Stele gigante albe de clasa spectrala A, mai batrane si mai putin masive decat Cepheidele.

Stele variabileStele variabile pulsante:Stele de tip RV Tauri:Perioada 30-100 de zile.Amplitudinea variatiei: pana la 3 mag.Sunt gigante galbene care au o curba de lumina caracterizata prin minime alternante, unele mai mari, altele mai abrupte mai mici. Perioadele sunt definite ca fiind intervalul intre 2 minime.Prezinta de asemenea variatii ciclice pe termen foarte lung (de la sute pana la mii de zile).Clase spectrale de la G la K.

Stele variabileStele variabile pulsante:Stele variabile de lunga durata:Stele de tip Mira (omicron Ceti):Perioada: 80-1000 zile; Amplitudinea variatiei: 2.5 pana la 5.0 mag.Acestea sunt gigante rosii variabile, care prezinta linii de emisie caracteristice in spectru.Cunoscute sub numele de miride.

Stele variabileStele variabile pulsante:Variabile semiregulate:Perioada: 30-1000 zile; Amplitudinea variatiei: 1.0 pana la 2.0 mag.Ex.: stele tip ZUmaAcestea sunt stele gigante si supergigante care variaza periodic, insa prezinta si variatii aleatorii (neregulate)Evident, exista si variabile neregulate.

Stele variabileVariabile eruptive (cataclismice):La aceste stele, variatia stralucirii aparente se explica prin eruptia materiei din invelisurile superficiale ale stelei. Uneori aceasta eruptie poate lua forma unei explozii grandioase prin care invelisurile stelei sun expulzate in spatiu. Principalele tipuri de variabile eruptive (din punctul de vedere al evolutiei stelare) sunt novele si supernovele.

Stele variabileVariabile eruptive (cataclismice):NoveleIn fazele tarzii de evolutie, unele stele sufera explozii puternice, prin care invelisurile de la suprafata stelei sunt expulzate in spatiu. O asemenea explozie are consecinte catastrofale pentru stea, care nu mai poate reveni, dupa explozie, la starea anterioara de echilibru. In timpul exploziei luminozitatea creste de zeci de mii-sute de mii de ori. Exista nove la care s-au observat doua sau mai multe eruptii numite nove recurente. Printr-o explozie de nova se elibereaza o energie de 10^38-10^39 J, iar materia expulzata in spatiu se imprastie cu viteze de ordinul a 1000km/s. Intre explozii o nova se prezinta ca o stea pitica alb-albastra (stea fierbinte, dar de mica luminozitate, fiind pitica; inainte de explozie steaua nu este "remarcata", fiind observata numai in timpul exploziei, de unde si denumirea - improprie - de nova). Dupa una sau mai multe explozii steaua se transforma intr-o pitica alba. Observatiile arata adesea ca novele sunt componente ale unor sisteme binare stranse ( ex. N Her 1934).

Stele variabileVariabile eruptive (cataclismice):NoveleDe regula sisteme binare semidetasate, care sunt alcatuite dintr-o stea asemanatoare Soarelui si o pitica alba. Cresc in stralucire cu 7-16 magnitudini in decurs de cateva sute de zile. Dupa aceea, revin la starea initiala in cativa ani. Spectrul unei nove e in general asemanator cu al unei stele din clasa A sau F.NOVA = stea noua

Stele variabileVariabile eruptive (cataclismice):Supernovele (amplitudinea variatiei bruste- peste 20 de magnitudini):explozia are un caracter mult mai violent si nu se mai repetaFenomenul de supernova este rar, el apare odata la 350-400 de ani intr-o galaxie. Asemenea explozii pot suferi, in stadiile tarzii de evolutie, stelele cu masa initiala mare. Dupa explozie nucleul stelar se transforma intr-o stea neutronica sau intr-o gaura neagra (gaurile negre sunt obiecte in colaps gravitational - prabusire gravitationala - aceasta fiind o contractie gravitationala violenta a nucleului stelar)

Stele variabileTipuri de supernove:Tip I: fara linii de H in spectruTip II: cu linii de H in spectruModele teoretice:Tip Ia (linii de Si): explozie termonucleara a unei pitice albe lumanari standardTip Ib/Ic (fara Si, cu He sau fara He): implozie a unei stele cu nucleu de HeTip II-P: implozie clasica a unei stele masive cu invelis de HTip II-L: prezinta o curba de lumina liniara (?)Tip IIb supernove care isi pot schimba tipul in Ib.Alte tipuri speciale de supernove

Stele variabileSupernove tip Ia:O pitica alba dintr-un sistem binar semidetasat poate redeveni activa daca are un companion masiv (o stea mai masiva din secventa principala)Exista transfer de materie (H) de la steaua giganta la cea piticaMateria captata de la steaua mare formeaza un disc de acretie in jurul piticei albeDeoarece viteza de transfer e foarte mare, materia care cade spre pitica alba capata temperaturi foarte ridicate, se emit radiatii in lungimi de unda UV si raze X.

Stele variabileSupernove tip Ia:Se formeaza o anvelopa de H in jurul piticei albe, care are temperatura f. ridicata si incepe sa fuzioneze -> nova.Ciclul se poate repeta.Daca materialul acumulat in plus la steaua pitica alba depaseste limita Chandrasekar de 1,4 mase solare, pitica alba se autodistruge intr-o explozie imensa -> supernova tip Ia -> nu avem linii de H in spectru, deoarece pitica alba nu mai contine H.Supernovele tip Ia sunt lumanari standard si elibereaza aproximativ tot atata energie ca cele produse de implozia stelelor masive (supernove tip II)

Stele variabileNomenclatura:Numerotarea Bayer litere grecesti (daca e cazul)R -> ZRR -> RZSS -> SZZZAA, AB, QZ (fara litera J)In total 334 numeDupa QZ urmeaza V335, V336