NICU GOGA

GENEZA, EVOLUŢIA ŞI

SFÂRŞITUL UNIVERSULUI

Lucrare Ştiinţifică

CRAIOVA 2009

2

Referent: Prof. univ.dr. Radu Constantinescu Decan Faculatea de Fizică, Universitatea din Craiova

Editura SCORILO ISBN 978-98731-21-5

CUVÂNT ÎNAINTE

Prezenta lucrare vine în sprijinul tuturor celor interesaţi, în special al tinerilor de vârstă şcolară , printr-o abordare unitară , elementară , a astrofizicii.

Lucrarea îşi propune prin conţinutul său să-i iniţieze pe tineri,să-i familiarizeze cu conceptele de bază din astrofizică şi cosmologie , pentru a le da posibilitatea să-şi dezvolte abilităţi şi deprinderi , să-şi însuşească criterii valorice necesare înţelegerii , studierii sau cercetării ori pentru a-şi putea răspunde la întrebări despre Univers.

Lucrarea prezintă câteva procese astrofizice de bază cum ar fi : naşterea , evoluţia şi moartea stelelor deoarece sunt utile în înţelegerea fenomenelor astronomice . În capitolul dedicat ,,Căii Lactee – Galaxia Noastră”, autorul a sintetizat datele cunoscute , pentru a crea un tablou unitar.

Lucrarea abordează în câteva capitole:,,Sisteme stelare” şi ,, Galaxii ″ noţiuni despre structura Universului iar în capitolul ,,Universul″ probleme cosmologice legate de : geneza , evoluţia şi sfârşitul Universului.

Această lucrare reprezintă rodul muncii autorului de a realiza un material compatibil cu datele observaţionale recente dar şi cu o prezentare accesibilă celor doritori să-şi însuşească şi îmbunătăţească cunoştinţele în acest domeniu .

Sincere mulţumiri tuturor celor care prin sugestii sau critici constructive au ajutat autorul să elaboreze această lucrare .

AUTORUL

În contextul actual al restructurării învăţământului obligatoriu, precum şi al unei manifeste lipse de interes din partea tinerei generaţii pentru studiul disciplinelor din aria curiculară Ştiinţe, se impune o intensificare a activităţilor de promovare a diferitelor discipline ştiinţifice. Dintre aceste discipline Astronomia ocupă un rol prioritar, având în vedere că ea intermediază tinerilor posibilitatea de a învăţa despre lumea în care trăiesc, de a afla tainele şi legile care guvernează Universul. În plus, anul 2009 a căpătat o co-notaţie specială prin declararea lui de către UNESCO drept „Anul Internaţional al Astronomiei”.

Încadrată în acest context, apariţia lucrării Geneza, evoluţia şi sfârşitul Universului reprezintă un adevărat eveniment editorial, cu atât mai mult cu cât ea este scrisă de un pasionat iubitor al constelaţiilor stelare, de un dedicat promotor al educaţiei astronomice la nivelul şcolilor gimnaziale şi liceale din Romania. Domnul profesor Nicu Goga este, întradevăr, un competent cunoscător şi educator în domeniul Astronomiei, o persoană care a valorificat foarte bine formaţia iniţială de fizician pentru a studia legile care descriu mişcarea aştrilor cereşti şi pentru a interpreta evoluţia Universului din perspectiva ultimelor teorii promovate de această ştiinţă.

Prof. univ.dr. Radu Constantinescu Decan Faculatea de Fizică Universitatea din Craiova

7

INTRODUCERE

Astrofizica reprezintă acel capitol al astronomiei care studiază fizica aştrilor . Astrofizica analizează energia pe care o radiază un astru . Această energie depinde de compoziţia chimică a materiei şi de condiţiile fizice ale astrului respectiv .

Fizicianul german Gustav Kirchhoff a descoperit în anul 1861 că un corp emite o anumită radiaţie (spectru) atunci când este supus sub acţiunea unei descărcări electrice . Aceste spectre sunt specifice fiecărui corp şi reprezintă chiar un „cod de identificare“ al elementului respectiv .

Din această cauză dacă energia primită de la un astru este suficientă atunci cu ajutorul unui spectroscop se poate studia fiecare radiaţie în parte .

Această metodă de cercetare este numită spectroscopie . Prin metoda spectroscopică în anul 1868 s-a descoperit în spectrul Soarelui un element nou , necunoscut până atunci pe Pământ , care a fost numit heliu . Ulterior heliul s-a găsit şi în componenţa substanţelor terestre .

Dacă energia primită de la un astru este prea mică atunci se poate studia radiaţia globală , adică se foloseşte metoda fotometrică ce constă în fotografierea astrului respectiv şi apoi se analizează imaginea obţinută .

În cazul stelelor foarte îndepărtate energia primită de la ele nu este suficientă pentru a da un spectru dar cu ajutorul fotometrului putem determina unele caracteristici ale stelei ( luminozitatea , temperatura , culoarea , dimensiunile ei , etc.) . Desigur că informaţiile furnizate prin metoda fotometrică sunt mult mai modeste decât cele furnizate de prin metoda spectroscopică , dar sunt singurele pe care le avem la dispoziţie .

S-a ajuns astfel la o concluzie importantă şi anume aceea că toate corpurile cereşti sunt formate din aceleaşi elemente care se găsesc în sistemul periodic al elementelor chimice , cu alte cuvinte materia din Univers este unică .

Activităţile economice moderne se bazează pe radiocomunicaţii , iar acestea pot fi perturbate de furtunile solare . Luarea deciziei între a investi în telescoape terestre şi a investi în telescoape spaţiale în viitor pentru studiu este o problemă complexă. Progresele în domeniul opticii adaptive au extins rezoluţia telescoapelor terestre până la limita care le permite să realizeze imagini în infraroşu ale unor obiecte slab luminoase. Utilitatea opticii adaptive în raport cu observaţiile Hubble depind puternic de detaliile particulare ale fiecărui subiect de cercetare în parte. Domeniul de lungimi de undă în care corecţiile optice adaptive de înaltă calitate este însă limitat , mai ales în culori optice.

Telescopul Hubble păstrează abilitatea unică de a realiza imagini de mare rezoluţie în câmp larg de frecvenţe. Pe de altă parte, tehnologiile optice terestre puteau furniza imagini ale obiectelor luminoase la o rezoluţie superioară celor pe care le poate obţine Hubble, chiar şi înainte de lansarea lui. A fost întotdeauna important pentru telescopul spaţial să obţină imagini mai clare ale Universului cu toate că a necesitat costuri de construcţie şi de operare ridicate . După primii ani, cei mai dificili, în care oglinda defectă a ştirbit reputaţia lui Hubble în ochii publicului, prima misiune de întreţinere a permis reabilitarea acestuia datorită numeroaselor imagini remarcabile produse de sistemul optic corectat.

Astronomia spaţială a adus Universul mult mai aproape de noi ,iar observaţiile făcute cu ajutorul telescoapelor spaţiale au făcut să vedem Universul până în momentul apariţiei sale.

8

CAPITOLUL 1

NOŢIUNI DE ASTROFIZICĂ

1.1.STELELE.GENERALITĂŢI

O stea este percepută ca fiind o sferă masivă de gaz incandescent , având forma

şi mărimea aproximativ constantă . Stabilitatea unei stele depinde de echilibrul care există între forţa de gravitaţie , cu care sunt atrase straturile exterioare de gaz spre centrul stelei şi forţa exercitată de presiunea internă a stelei care se opune , conform principiului acţiunilor reciproce . Dacă acest echilibru se ,,rupe” atunci steaua , fie se dilată , dacă forţa exercitată de presiunea internă este mai mare decât forţa gravitaţională , fie se contractă , dacă forţa gravitaţională este mai mare .

Multe stele se pot vedea ca puncte strălucitoare pe cerul nopţii. Ele tremură sau clipesc, aceasta însă numai aparent, datorită efectului atmosferei terestre. Cea mai cunoscută stea este desigur Soarele. El este o excepţie notabilă, fiind singura stea suficient de aproape de Terra pentru a fi vizibilă ca un disc, şi nu ca un punct.Masa totală a unei stele este o caracteristică importantă, care decide asupra evoluţiei şi sorţii ei finale.

Stelele sunt compuse din plasmă, compoziţia lor fiind formată în mare parte din nuclee de hidrogen şi heliu. În plasma stelară se găsesc de asemenea şi cantităţi mici de oxigen, carbon, neon şi azot. Stelele emană şi elemente în formă gazoasă, iar pe parcursul evoluţiei lor şi din cauza fuziunilor atomice permanente apar în cosmos şi cantităţi mici de elemente mai grele şi chiar metale.Stelele sunt de culori diferite, de la roşu intens cu toate nuanţele de portocaliu şi galben până la albastru şi alb - aceasta depinzând direct de temperatura lor. Cele mai reci stele au culoarea roşie, iar cele mai fierbinţi au culoare albastră, temperatura lor la suprafaţă depăşind uneori chiar 30.000 °C, în timp ce temperatura de suprafaţă a Soarelui nostru este de "numai" 6.000 °C.

În interiorul stelelor care produc lumină au loc diverse tipuri de fuziuni termonucleare, acestea fiind procese prin care nucleele de atomi din plasmă se contopesc unii cu alţii pentru a forma nuclee de elemente mai grele, eliberând energie sub formă de unde radio, lumină, căldură, Röntgen ş.a. Cea mai comună fuziune nucleară stelară constă în combinarea a patru atomi de hidrogen cu un atom de heliu, însoţită de eliberare de energie sub formă de căldură şi lumină. Spre deosebire de stele, care au prin acest fapt lumină proprie, planetele din univers nu produc lumină proprie, ci doar reflectă lumina stelară care le luminează. Din această cauză planetele sunt mult mai întunecate şi ca atare extrem de greu de descoperit. De aceea, pe lângă planetele sistemului nostru solar, care în mod excepţional sunt uşor de văzut (datorită apropierii lor), până în decembrie 2006, nu se descoperiseră decât circa 200 de alte planete.

Există şi sisteme stelare mai complexe, compuse din 2 sau chiar mai multe stele apropiate, care în general se învârtesc unele în jurul celorlalte, având orbite stabile, datorate interdependenţei lor gravitaţionale. În cazul când stelele sistemului stelar sunt foarte apropiate, forţele de gravitaţie dintre ele pot fi hotărâtoare cu privire la evoluţia lor.

Singura parte vizibilă a unei stele este atmosfera. De exemplu, atmosfera soarelui are înălţimea de 320 de km şi diametrul de 1.392.000 de km. Chiar atunci când atmosfera este relativ mică în comparaţie cu dimensiunea stelei, astronomii pot aduna de la ea informaţii importante despre stea.

Lumina emisă de o stea are mai multe proprietăţi: ♦magnitudinea este cea cu care astronomii măsoară strălucirea unei stele; ♦luminozitatea reprezintă intensitatea totală a luminii pe care steaua o emite. Astronomii se folosesc de luminozitate pentru a clasifica spectrul din care face

parte steaua; ea mai oferă date şi despre temperatura şi compoziţia chimică a stelei. În 1920, cercetătorii au măsurat diametrul unghiular al câtorva stele gigant şi

supergigant, cu un instrument numit Interferometru stelar Michelson. Acest diametru unghiular reprezintă diametrul măsurat în grade şi minute de arc; în raport cu distanţa până la stea s-a calculat apoi şi diametrul linear al stelei. Arcturus, a patra stea ca strălucire pe cer, are un diametru solar de 23, cu alte cuvinte de 23 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru (diametrul acestuia este de 1,39 x 106 km). Betelgeuse, stea în constelaţia Orion, are un diametru solar de 1.000 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru.

Figura 1.1. Betelgeuse.Credit:NASA. Forţa gravitaţională a unei stele depinde de masa acesteia şi de distribuţia

materiei pe care o conţine. Astronomii pot calcula masa stelelor binare măsurând distanţa dintre ele precum şi durata revoluţiei lor; orbitele stelelor binare depind de atracţia gravitaţională a acestora, iar atracţia depinde de masa lor şi de distanţă.

Relaţia masă-luminozitate ne arată cât de masivă este steaua. De aici, astronomii calculează mărimea miezului stelei şi cantitatea de material expulzat ca urmare a reacţiilor de fuziune. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât cantitatea de materie transformată în energie este şi ea mai mare. Piticele albe şi-au consumat deja cea mai mare parte a combustibilului avut, şi conform diagramei sunt mai mici.

Din cauza distanţelor enorme, mişcarea stelelor nu se poate constata direct, cu ochiul liber sau telescoape, dar de fapt ele se pot deplasa cu viteze chiar foarte mari, relativ la poziţia Pământului. Astronomii pot calcula viteza cu care acestea se deplasează prin studierea spectrului lor.

Studiind stelele din apropierea sistemului nostru solar, astronomii au ajuns la concluzia ca acestea se deplasează pe orbite nedeterminate cu viteza de aproximativ 24 km/sec. Soarele se deplasează cu 26 km/sec în direcţia constelaţiei Hercule, de lângă steaua Vega. 9

10

Dacă urmărim o stea suficient de apropiată de Pământ la un interval de şase luni, adică în două perioade când Pământul se află în poziţii opuse pe orbită, nu o vedem pe cer exact în acelaşi loc. Cunoscând diametrul orbitei terestre (300 de milioane de kilometri), putem calcula unghiul sub care steaua pare că s-a deplasat pe cer. Distanţa stelei faţă de Pământ se obţine pornind de la valoarea jumătăţii acestui unghi. Această metodă se numeşte Paralaxă, dar nu poate fi aplicată decât în cazul celor mai apropiate stele. Pentru celelalte stele, unghiurile de măsurare sunt prea mici.

Distanţa care le separă de Pământ nu poate fi evaluată decât prin metode indirecte. Stelele, chiar şi cele mai apropiate, se află atât de departe, încât distanţa lor este greu de exprimat în kilometri. Se preferă folosirea unei unităţi mult mai mari: anul lumină). Acesta este distanţa parcursă de lumină într-un an, în vid. Lumina se propagă cu cea mai mare viteză posibilă: ea parcurge în vid aproximativ 300.000 de kilometri pe secundă. Steaua cea mai apropiată de noi se află la o distanţă de peste 4,22 ani-lumină, adică aproximativ 40 de mii de miliarde de kilometri (Proxima Centauri).

Stelele se grupează în mai multe categorii. ♦După strălucirile lor absolute şi după temperaturile sau spectrele lor: - stele normale, (cele din secvenţă principală), - stele gigante, (de diferite categorii), - stele pitice albe, - stele subpitice. ♦După compoziţia lor chimică, după poziţia în galaxie şi după mişcările lor, stelele se împart în diferite: - populaţii de stele . ♦După existenţa sateliţilor care le însoţesc (cu sateliţi luminoşi sau sateliţi întunecaţi): - stele duble. - stele duble optice, ♦După modul de separare spre a fi vizibile: - stele duble vizuale, (separate cu luneta), - stele duble spectroscopice, (puse în evidenţă prin deplasarea periodică a liniilor spectrale). - stele duble cu eclipsă, (puse în evidenţă prin eclipsarea lor reciprocă). - stele duble fizice. - stele multiple, - sisteme planetare. ♦După modul de grupare în spaţiu: - asociaţii de stele, - roiuri de stele: - roiuri difuze, - roiuri globulare, (care pot conţine sute de mii de stele). - galaxii, ( care pot conţine sute de miliarde de stele). ♦După modul de strălucire: - stele cu strălucire constantă, - stele cu strălucire variabilă, periodică sau neregulată, datorită pulsaţiilor intrinseci sau exploziilor, (numite stele variabile).

1.2. NOŢIUNI ELEMENTARE DESPRE STRĂLUCIREA, MAGNITUDINEA ŞI LUMINOZITATEA ŞI STELELOR

În funcţie de instrumentul optic pe care îl folosim pentru a observa cerul ,

strălucirea stelelor o percepem prin intermediul luminii pe care o emit şi pe care o recepţionează observatorul respectiv .

Din acest motiv strălucirile aparente(I) reprezintă cantitatea de energie (de lumină) ce cade în unitatea de timp , pe suprafaţa receptoare orientată perpendicular pe direcţia astrului . De exemplu pentru Soare la zenit obţinem o valoare de 150 000 sb [1 sb(stilb) = unitatea de măsură pentru strălucirea uniformă emisă de o suprafaţă plană de un centimetru pătrat în direcţia normalei sale] . Pentru că aceste valori sunt mari şi incomode în calcule în calcule se folosesc magnitudinile aparente (m) , care reprezintă exprimarea într-o scară logaritmică a strălucirilor aparente.

11

m

m

Încă din antichitate astronomii au clasificat stelele cele mai luminoase de magnitudinea întâia (1 ) , iar cele care abia se observă cu ochiul liber erau de magnitudinea a 6-a (6 ) . Astfel avem intervalul de strălucire împărţit în cinci subintervale , fiecare fiind egal cu o magnitudine stelară .

În 1855 Pogson a stabilit între magnitudinea aparentă , m , şi strălucirea aparentă , I , următoarea relaţie :

log10 ⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛

′m

m

II

m m′

= – 0,4 (m – m`),

unde I şi I reprezintă strălucirile aparente a doi aştri de magnitudini aparente m şi m` .

Formula lui Pogson ne permite să lucrăm şi cu fracţiuni de magnitudine , cu magnitudini negative negative sau cu magnitudini mult mai mari , care corespund la stele mult mai slab luminoase .

Ştim că stelele se află la distanţe foarte mari faţă de observatorul terestru . Din acest motiv este necesar ca să definim câteva noţiuni de distanţe astronomice pentru a putea înţelege legătura dintre magnitudine , strălucire şi luminozitate .

Se defineşte paralaxa stelară anuală ca fiind unghiul sub care un observator situat pe steaua respectivă ar vedea raza orbitei terestre atunci când linia Soare-stea este perpendiculară pe direcţia Soare-Pământ .

Pământul descrie în jurul Soarelui în timp de un an orbita sa adevărată care poate fi asimilată cu un cerc trasat în planul eclipticii cu centrul în Soare. Din cauza acestei mişcări a Pământului în timp de un an, o stea nu rămâne fixă faţă de un observator, ci aparent descrie un cerc pe bolta cerească. Poziţia aparentă a stelei este raportată la poziţia ei mijlocie σo corespunzătoare poziţiei din care este văzută din Soare.

12

Figura 1.2.

r

d

p

σo σp

T

σ

T

S

Notând cu r distanţa Pământ - Soare, cu d distanţa Soare – stea şi cu p paralaxa

stelară, din triunghiul STσ care are unghiul din T de 90o , obţinem :

dr p sin = sau d

r p =

Ultima egalitate s-a obţinut din faptul că p este foarte mic. Din măsurători paralaxa stelară se obţine în secunde de arc, atunci ultima egalitate se scrie :

ddr 206.265 p

265.206⋅=⇔

r p=

Din această relaţie obţinem distanţa de la Soare la celelalte stele din Univers în funcţie de distanţa Soare – Pământ şi paralaxa stelară a stelei.

pr 206.265 d ⋅=

Distanţele tuturor stelelor în raport cu Soarele fiind mari în comparaţie cu semiaxa mare a orbitei terestre putem neglija variaţia razei vectoare r considerând orbita terestră circulară cu raza egală cu unitatea, numită unitate astronomică (u.a). Folosind această unitate distanţa d este dată de relaţia :

u.a. p

206.265 =d

Unitatea astronomică de lungime fiind prea mică, se introduc şi alte unităţi de măsură. Pentru distanţele stelare se utilizează ca unitate secunda-paralaxă sau parsecul, care este distanţa care este corespunzătoare paralaxei stelare de 1′′.

Până în prezent nu se cunoaşte nici o stea a cărei paralaxă să atingă valoarea de 0′′,8. Toate paralaxele cunoscute sunt sub această valoare. În relaţia pentru distanţa stelelor exprimată în u.a punând p = 1 obţinem : 1 parsec = 206.265 u.a.

O unitate de distanţă larg răspândită este anul-lumină, care reprezintă distanţa parcursă de lumină cu viteza c = 299792,5 km/s în timp de un an tropic(un an tropic

având 365,2422 zile, iar o zi având 86.400 secunde, atunci anul tropic are 365,2422·86.400 = 31.556.926 secunde). Un an lumină reprezentat în km este :

1 an-lumină = 31.556.926 · 299792.5 = 9,461 · 1012 km Lumina străbătând distanţa medie Pământ – Soare în 498,7 secunde, putem

exprima anul-lumină în unităţi astronomice :

13

1 an-lumină = 7,498926.556.31

u.a. = 63.278 u.a.

Pentru a calcula numărul n de ani în care ne vine lumina de la o stea de paralaxă p , împărţim depărtarea stelei în u.a. la numărul de u.a. câte conţine un an-lumină, adică :

p1 3,26

p1

=63.278

206.265 u.a. 63.304

u.a. p

206.265

u.a. 63.304

u.a. n ⋅===d

Cea mai apropiată stea este Proxima Centauri care se găseşte la o distanţă de 1,36 parseci, având paralaxa heliocentrică de 0′′,76 , iar lumina ne vine de la ea în :

4,24 0,76

1 3,26 n ≈⋅= ani

De la Steaua Polară (steaua α din Ursa mică) având paralaxa heliocentrică de 0′′,07 lumina ne vine în :

46,57 0,07

1 3,26 n ≈⋅= ani.

Pentru o mai bună corelare a proprietăţilor fizice ale stelelor cu strălucirea lor s-a introdus noţiunea de magnitudine absolută , M , care este definită ca fiind magnitudinea aparentă a aceleiaşi stele aflată la distanţa de 10 parseci .

Între magnitudinea aparentă , m , magnitudinea absolută , M , şi paralaxa , p, avem următoarea relaţie :

M = m + 5 + 5 log 10 p" = m + 5 – 5 log 10 d , unde p este exprimat în secunde de arc , iar d este distanţa în parseci .

Ultima relaţie ne permite să facem legătura între magnitudinea absolută şi luminozitatea , L , care este definită ca fiind cantitatea de energie emisă de o stea în unitatea de timp :

log 10 L – log 10 L = – 0,4 (M–M), unde : L =3,86 · 1026 J/s , reprezintă luminozitatea Soarelui , iar M=+4,71, magnitudinea absolută a Soarelui .

Stelele strălucitoare sunt acele stele pe care le vedem că emit lumină fie pentru că sunt foarte strălucitoare, fie că sunt aproape de noi sau ambele. Magnitudiea aparentă măsoară luminozitatea pe care o putem observa cu ochiul liber, pe când magnitudinea absolută ne indică luminozitatea reală a stelelor.

14

1.3.TEMPERATURA STELARĂ

Un parametru definitoriu pentru o stea îl reprezintă temperatura sa . În astronomie nu putem ca să punem în contact un termometru cu o stea pentru a-i măsura temperatura . De aceea în astronomie se ţine cont de faptul că lumina primită de la stea conţine radiaţia termică , singura sursă de informaţie . Din aceste considerente , temperatura unei stele se poate determina în funcţie de mai mulţi parametri stelari şi anume :

a)Temperatura cinetică(căldura ) este o măsură a concentraţiei medii de energie internă pe moleculă într-o masă de gaz ;

b)Temperatura de radiaţie( temperatura de suprafaţă) este obţinută din radiaţia care vine de la suprafaţa stelei ;

c) Temperatura efectivă (Te) este temperatura la care trebuie adus un corp negru astfel încât energia radiată de 1 cm 2 din suprafaţa lui pe secundă să fie egală cu energia emisă pe secundă de 1 cm 2 din suprafaţa stelei .

d) Temperatura de culoare este temperatura care se poate determina din observarea stelelor în două culori .

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 îndepărtate. Spectroscopia stelelor ne dă posibilitatea de a clasifica stelele dupa linia de absorbţie a stelelor, aceasta fiind 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.

Morgan şi Keenan au propus o clasificare a stelelor în culoarea stelei care depinde de temperatura sa de la suprafaţă :

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

1.4.CLASIFICAREA SPECTRALĂ A STELELOR

Diagrama Hertzsprung-Russell ne arată clasificarea stelelor după magnitudine absolută, luminozitate, şi temperatura 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 spectru pentru 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 . 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.

Stelele din fiecare clasă spectrală au următoarele caracteristici: • Stelele din clasa O sunt foarte fierbinţi şi foarte strălucitoare, având culoarea

albastru intens.Naos (în Puppis) străluceşte 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.

15

16

• 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 hidrogen 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 , Soarele este în clasa G2.

• 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 comună clasă dacă 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 de asemenea 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 .

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. ♦Caracteristici ale stelelor rare : • 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.

17

• 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 strălucire în infraroşii. Gazul lor este atât de rece încât permit metalelor 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.

1.5.SURSE DE ENERGIE STELARĂ . REACŢII TERMONUCLEARE

Legea de conservare a energiei ne spune că în natură nimic nu se pierde , nimic

nu se câştigă ci totul se transformă . Această lege universală este valabilă şi în cazul stelelor în sensul că energia radiată de stele trebuie să provină din alte surse de energie .

În prima fază de evoluţie stelară o posibilă sursă de energie o reprezintă contracţia gravitaţională iar după aceea intervin alte surse de energie bazate pe reacţii termonucleare .

Atomul , ca unitate de bază a materiei , este alcătuit din nucleu şi înveliş electronic . Nucleul este alcătuit la rândul său din protoni şi neutroni (nucleoni) . Aici , în acest domeniu microscopic , întâlnim un tip special de forţe care acţionează într-un spaţiu extrem de mic , numite forţe nucleare , pentru a ţine nucleonii legaţi . Măsurători foarte precise ale maselor atomice au demonstrat că masa unui nucleu este mai mică decât suma maselor atomilor componenţi . Acest deficit de masă reprezintă tocmai forţa nucleară care ţine legaţi nucleonii fiind tocmai energia care trebuie furnizată din afară pentru „a rupe“ nucleul în protoni şi neutroni .

Conform ecuaţiei lui Einstein :

ΔE = Δm · c2

unde Δm reprezintă tocmai deficitul de masă care trebuie transformat în energie, avem două posibilităţi :

• Fisiunea nucleară – proces care constă în ruperea unui nucleu greu în două sau mai multe fragmente atunci când este bombardat de particule libere , eliberând în acest mod energie .

• Fuziunea nucleară – proces obţinut în urma contopirii a două sau mai mai multe particule uşoare pentru a forma un nou nucleu . Pentru a se putea realiza ultimul proces trebuie ca să fie îndeplinite următoarele

condiţii : (1) Nucleele care urmează a se uni în alte nuclee mai complicate trebuie să

învingă forţele electrostatice corespunzătoare de respingere . (2) Particulele care urmează a se uni trebuie să fie foarte numeroase pentru a

putea avea un randament foarte mare de energie . (3) Dacă particulele respective erau în număr foarte mare în momentul când s-

au format stelele atunci ele trebuie să fie numeroase şi în prezent . În interiorul stelelor , în centrul lor , temperaturile sunt extrem de mari ,

particulele circulă cu viteze mari iar atomii sunt complet ionizaţi (toţi electronii au fost smulşi de pe orbite) .

În aceste condiţii , două nuclee de hidrogen , adică doi protoni se pot ciocni iar la vitezele pe care le au pot învinge forţele lor de respingere electrostatică intră în fuziune pentru a forma heliu în lanţ proton-proton:

41H → 22H + 2e+ + 2 νe; (4.0 MeV + 1.0 MeV) , unde 2H reprezintă „izotopul deuteriu“ al hidrogenului ,

21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV) , 3He reprezintă tritiul , un alt izotop al hidrogenului iar γ radiaţia gamma.

Dacă un proton 1H întâlneşte un atom de tritiu 3He atunci se obţine un atom stabil de heliu , protoni , fotoni (lumină) şi energie care se degajă :

1H +3He → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV) . Acest tip de reacţii se produc foarte încet în timp , deoarece durata de viaţă a

unui proton este de circa 14 milioane de ani , dar reacţia de fuziune nucleară odată declanşată nu se mai opreşte decât odată cu epuizarea combustibilului nuclear . Sigur că această schemă , vezi figura 10.1 , este una simplistă dar în pricipiu ea stă la baza aprinderii şi funcţionării furnalului nuclear al Soarelui şi al stelelor similare lui .

Figura 1.3.Lanţul proton-proton.

18

19

Pentru stele mai masive decât Soarele , sursa de energie este ciclul carbon – nitrogen care , de asemenea , duce la transformarea a patru protoni într-un nucleu de heliu dar acum intervine şi carbonul . Teoria acestui ciclu a fost elaborată de către Bethe care a presupus că nucleele uşoare , începând de la litiu, ard repede în stele prin reacţii cu protonii . Aceste elemente nu se refac iar contribuţia arderii lor la energia radiată este mică , şi de aceea , aceste nuclee îşi aduc aportul în faze foarte timpurii , în cursul formării stelelor .

Nucleul de carbon nu arde în timpul acestor reacţii dar se comportă ca un catalizator . El ia parte la reacţiile nucleare dar la sfârşitul unui ciclu complet de reacţii el reapare în forma sa iniţială , după ce s-a format heliul .

Cele două cicluri : carbon-nitrogen şi lanţul proton-proton sunt responsabile de energia radiată de stele . Lanţul proton-proton este eficace pentru stelele mai puţin masive decât Soarele iar ciclul Bethe are un randament ridicat pentru stelele mai masive decât Soarele .

După ce hidrogenul din nucleul unei stele este transformat în heliu , temperatura centrală a unei stele devine de ordinul milioanelor de grade . Această temperatură înaltă poate cauza arderea heliului din nucleu şi transformarea lui în carbon . În acest caz va intra în funcţiune aşa – numitul proces triplu α ( reacţiile triplu α ) în care heliul devine combustibilul nuclear .

În cadrul acestor procese două particule α se ciocnesc şi formează temporar un nucleu instabil de beriliu . Acest nucleu instabil de beriliu se poate descompune din nou în părţile componente , iar pentru temperaturi mai mari de 108 K se menţine şi se combină cu un alt nucleu de heliu formând astfel carbonul şi degajând căldură .

După arderea heliului în interiorul stelelor rămâne carbonul . Astfel au apărut stelele carbonice a căror energie este întreţinută mai departe de către arderea carbonului şi transformarea lui în oxigen . Astfel , la temperaturi de peste 100 de milioane de grade , unde există în stea carbon şi heliu , acestea racţionează formând : oxigen , un foton şi eliberând energie .

În mod analog , arderea oxigenului poate duce la alte reacţii care să elibereze energie , iar reacţiile nucleare reprezintă sursa de energie a stelelor contribuind la configuraţia compoziţiei chimice a unei stele .

1.6.STUCTURA INTERNĂ A STELELOR- MODELE STELARE

Din cercetările de astrofizică , care au efectuate până acum , se ştie că în

funcţie de densitatea centrală în natură există cel puţin patru categorii de stele: stele ordinare , pitice albe , stele de neutroni şi stele colapsate , acestea din urmă încă nu au fost detectate pe cale observaţională .

Prin studiul interiorului unei stele se înţelege cunoaşterea condiţiilor fizice din interiorul stelei . Parametrii fizici care se studiază sunt : presiunea , densitatea , temperatura , compoziţia chimică , transportul energiei în stele , ş.a.

Orice model porneşte de la o condiţie de echilibru , iar în funcţie de parametrii specifici vom avea două tipuri de echilibru :

20

a)Echilibrul hidrostatic . Condiţia de echilibru hidrostatic ne spune că în orice punct din interiorul unei stele , greutatea straturilor de materie care se află deasupra acestuia trebuie să fie egală cu presiunea care se exercită de la centru spre exterior . Sub acţiunea forţei de atracţie proprii sfera considerată ar trebui să se comprime dar forţa presiunii interne tinde s-o dilate . În acest caz când cele două forţe sunt egale spunem că steaua este în echilibru hidrostatic .

b)Echilibrul radiativ . Condiţia de echilibru radiativ este îndeplinită atunci când energia stelară care se generează în centrul stelei este egală cu energia mcare iese în afară sub formă de radiaţie .

Energia din centrul stelei poate fi transportată spre exterior în două feluri : prin radiaţie şi prin convecţie .

i)Radiaţia este un proces prin care fotonii radiaţiei care pleacă de la sursa de energie din centrul stelei sunt difuzaţi spre exterior suferind absorbţii şi reemisii. Prin deplasarea radiaţiei fotonii lovesc un anumit strat de materie rece pe care îl încălzesc şi astfel acesta ajunge atât de fierbinte încât este şi el în stare să emită şi el la rândul său radiaţii . În acest mod se pierde o cantitate de energie iar vizualizarea lui se traduce prin opacitate stelară sau transparenţă stelară .

Într-un corp opac prezenţa razelor de lumină este iniţiată atunci când energia lor se transformă în căldură sau când razele pot fi difuzate în diverse direcţii . Opacitatea corpului depinde de grosimea lui şi de densitatea sa . Un corp este perfect transparent dacă o rază de lumină trece nestingherită prin el şi urmează o traiectorie rectilinie .

ii)Convecţia este procesul în care temperatura din centrul stelei este suficient de mare iar densitatea masei din volumul considerat scade , astfel materia fierbinte urcă spre straturile mai înalte şi mai reci care la rândul lor având o densitate mai mare coboară luând astfel locul rămas liber , exact ca într-o oală în care fierbe un lichid . Cantitatea de energie transportată prin convecţie depinde de masa care a participat la acest proces şi de viteza de deplasare a maselor respective .

Cercetările efectuate asupra stelelor pitice albe , (white dwarfs) din diagrama Hertzsprung-Russell , au arătat că datorită temperaturii din interior , materia lor se află într-o stare gazoasă care nu se supune legii gazelor perfecte , având proprietăţi neobişnuite , iar o astfel de materie cu aceste proprietăţi se numeşte materie degenerată.

O pitică albă este formată în interior din gaz degenerat , dar la periferie are şi un strat de gaz nedegerat cu transparenţă mai redusă iar în interiorul acestui strat de gaz nedgenerat cu transparenţă mai redusă are loc toată scăderea de temperatură .

În partea degenerată a unei pitice albe nu poate exista mai mult de 0,05% hidrogen , iar în stratul exterior predomină hidrogenul şi de aceea este de aşteptat ca aici ,în înveliş , să predomine reacţiile termonucleare . Şi acest lucru ne poate explica de ce piticele albe au aşa de mică luminozitate în raport cu temperatura lor .

La baza calculelor de modele stelare stau anumite legi fizice iar rezultatele obţinute trebuie să coincidă cu anumite date observaţionale : masa , luminozitatea , raza stelei , etc .

Legile fizice care stau la baza elaborării modelelor stelare sunt : • Condiţia de echilibru hidrostatic.

21

• Convecţia sau radiaţia , adică transportul energiei de la centru spre periferie. • Energia stelară produsă prin reacţiile termonucleare . • Ecuaţia de stare a gazelor perfecte (în care energia internă U depinde numai de

temperatură) în stele normale sau ecuaţia de stare a gazului degenerat pentru piticele albe .

• Compoziţia chimică a materiei stelare . • Dependenţa opacităţii de temperatură precum şi continuitatea masei .

Modelele cele mai uzuale sunt : a)Modelul de stea politropică . A fost propus acum aproape un secol , fiind

definit ca un model de stea sferică politropică unde nu se ţine cont de nici de opacitate , nici de natura surselor de energie stelară . Politropul este un model de configuraţie gazoasă în care presiunea (p) şi densitatea (ρ) a gazului sunt legate între ele prin relaţia de mai jos :

p = k · ρ ·exp (1+1/n) , unde k este o constantă iar n este indice politropic .

b)Modelul standard . A fost propus pentru prima dată în 1921 de către Eddington care a pornit de la ipoteza că degajarea de energie stelară pe unitatea de masă este constantă în tot volumul stelei , opacitatea este constantă iar transferul de energie se efectuează prin radiaţie , fiind defapt un model politropic cu indicele politropic n = 3 .

c) Modelul lui Cowling , propus în 1936 , considera că sursele de energie sunt situate în partea centrală a stelei adică în centrul stelei aflându-se un nucleu convectiv . Acest model descrie destul de bine stelele din partea de sus a secvenţei principale adică stelele din vecinătatea Soarelui şi cele din partea inferioară a secvenţei principale nu au nuclee convective şi în consecinţă nu pot fi aproximate prin acest model .

Din mulţimea de modele care s-au calculat doar cinci sunt reprezentative pentru stelele din regiunile diagramei Hertzsprung-Russell :

i)Modelul pentru stele din partea superioară a secvenţei principale

Toate stelele din partea de sus a secvenţei principale (Main sequence) sunt mai fierbinţi decât Soarele . Au ca sursă de energie transformarea hidrogenului în heliu , prin intermediul ciclului carbon-nitrogen , cu eliberarea unei cantităţi mari de energie .

Din acest motiv , în apropierea centrului stelei radiaţia nu este capabilă să transporte spre exterior toată cantitatea de energie , aceasta fiind transportată prin convecţie .

ii) Modelul pentru stele din partea de jos a secvenţei principale

În aceste stele nu există nucleu convectiv iar energia este transportată prin radiaţie . Cu toate acestea există o zonă convectivă superioară care conţine circa 11% din masa stelei . Formarea acestei zone convective se datorează faptului că în acest tip de stele densitatea este mai mare şi temperatura mai mică decât în stelele din partea superioară a secvenţei principale . Opacitatea acestor stele creşte spre marginea lor astfel încât energia nu mai poate fi transportată prin radiaţie ci prin convecţie .

Sursa de energie a acestui tip de stele o reprezintă arderea hidrogenului prin lanţul proton – proton.

iii) Modelul Soarelui

Pentru Soare există mai multe modele calculate , dar dacă ţinem cont de datele observaţionale atunci Soarele este o sferă de gaz incandescent formată dintr-un nucleu radiativ cu raza r > 0,25R¤ şi un înveliş convectiv (15% din rază şi 2% din masă) . În centru avem :

TC = 14,6 ·106 K , ρC = 1,35·105 kg/m3 , iar sursa de energie o reprezintă transformarea hidrogenului în heliu prin lanţul

proton – proton . Pentru Soare timpul Kelvin (timpul necesar unei configuraţii de a se contracta

de la infinit în starea sa actuală , o sferă de rază R ) calculat este : tK Soare = 2,4·107 ani

iar dacă ţinem cont de formula lui Einstein : Δ ε nucleară = Δm · c2

şi de faptul că doar aproximativ 10% din masa stelei participă la reacţii termonucleare atunci energia nucleară a unei stele este :

ε nucleară = 10-3 Mc2 , de unde timpul nuclear al stelei va fi :

tnuclear = ε nucleară·L-1, unde M reprezintă masa stelei , iar L luminozitatea sa . În concluzie stelele care au o masă şi o luminozitate foarte mare , adică stelele

masive , au o evoluţie mult mai rapidă de ordinul milioanelor de ani decât cele cu masă mai mică a căror evoluţie se desfăşoară pe parcursul a miliarde de ani . Pentru Soare timpul nuclear este de 1010 ani .

iv) Model de stele gigantice Modelul numeric pentru acest tip de stele ţine cont de următoarele caracteristici

:M = 1,3M¤ , L = 226 L¤ şi R = 21 R¤

22

Figura 1.4. Structura unei stele gigantice. Credit:NASA.

23

În centrul stelei pe care o reprezentăm prin acest model , vezi figura 10.3 , se află un nucleu izotermic cu o temperatură de aproximativ 40 de milioane de grade , care se menţine constantă . În nucleu nu există hidrogen şi nici reacţii termonucleare , el fiind format din heliu , iar sursa de energie provine din arderea hidrogenului aflat într-un strat din învelişul care înconjoară nucleul respectiv. Nucleul izotermic al unei stele gigante este deja o stea pitică albă . Acest nucleu este înconjurat de un înveliş care conţine 0,7 din masa de heliu a stelei şi are grosimea 0,9 din rază . Densitatea în acest înveliş este foarte mică iar temperatura sub un milion de grade , transportul energiei fiind asigurat de o zonă convectivă .

v) Model de stele pitice albe

Dacă ţinem cont că nu există o limită până la care se poate contracta materia degenerată , piticele albe se pot contracta foarte mult mărindu-şi astfel densitatea . Chiar la densităţi de ordinul a 100 tone/cm3 nucleele îşi menţin identitatea lor şi gazul electronic degenerat se mai poate menţine sub formă de pitică albă .

1.7.STELE DUBLE ŞI MULTIPLE – STELE VARIABILE

1.7.1 Stele duble şi multiple

Unele stele se observă atât de aproape , una de alta , datorită unghiului mic dintre direcţiile sub care se văd , încât au primit denumirea de stele duble . Totuşi există stele atât de apropiate încât una se află în câmpul gravitaţional al celeilalte , numite stele duble fizic. Odată cu perfecţionarea tehnicilor observaţionale , numărul stelelor duble şi multiple creşte mereu , scăzând astfel numărul stelelor considerate singulare .

Există stele care se văd foarte aproape una de alta având aspectul unei stele duble . Unele dintre acestea sunt duble optic din cauză că direcţiile de la observator spre ele sunt foarte apropiate formând un unghi foarte mic .

Există însă şi stele duble fizic , unde distanţa reală dintre componente este atât de mică încât una se găseşte în câmpul gravitaţional al celeilalte .

Importanţa stelelelor duble este cu atât mai mare cu cât , odată cu perfecţionarea tehnicilor de observaţie , numărul acestora creşte mereu , micşorându-se astfel numărul stelelor care sunt considerate singulare.

După natura observaţiilor prin care s-au pus în evidenţă stelele duble şi multiple , distingem următoarele categorii :

• Stele duble vizual . • Stele duble spectroscopice . • Stele duble fotometrice .

• Stele duble vizual-Atunci , când cu ajutorul unei lunete sau al unui telescop ,

cele două componente ale unei stele se pot distinge separat , putem spune că steaua este dublă vizual . Natura duplicităţii reale , adică natura stelei duble fizice , este confirmată abia atunci când se poate pune în evidenţă mişcarea unei componente în

24

jurul celeilalte , sau mişcarea ambelor componente în jurul centrului comun de de greutate .

Din mai multe observaţii care constau în determinarea poziţiilor celor două stele componente , se poate determina orbita reletivă a unei componente în jurul celeilalte . De aici rezultă concluzia că cele două stele componente , sunt relativ îndepărtate în spaţiu , una de alta şi tocmai de aceea ele mai pot fi observate ca fiind obiecte separate .

Din feluritele observaţii s-a putut constata uneori că una dintre componentele unei stele duble vizual este şi ea la rândul său dublă . Astfel s-au pus în evidenţă stele triple , în particular , multiple în general .

• Stele duble spectroscopice-În anul 1889 , astronomul american Pickering a examinat spectrul unei stele mai luminoase (Mizar A) şi a constatat că liniile respective erau duble, deplasându-se alternativ spre roşu sau violet . El a interpretat acest rezultat ca fiind cauzat de apropierea celor două componente ale stelei de centrul comun de masă , astfel încât nici cu ajutorul celui mai puternic telescop nu se pot vedea separat . Aceste componente se mişcă în jurul centrului comun de masă .

Mizar A este prima stea dublă spectroscopic descoperită , dar numai una din componente este vizibilă în domeniul optic .

Cu ajutorul observaţiilor spectroscopice , s-au pus în evidenţă nori de materie în jurul componentelor unor stele duble . Aceste rezultate sunt foarte importante în teoria formării şi evoluţiei stelelor .

• Stele duble fotometrice fotometrice -Dintre stelele duble , unele pot fi puse în evidenţă datorită străluciriicare se detectează prin metoda fotometrică . Din acest motiv ele se numesc stele duble fotometrice .

Aceste stele sunt alcătuite din două componente care se rotesc în jurul centrului comun de greutate . Pentru simplificare , considerăm că steaua mai puţin masivă se mişcă în jurul stelei mai masive . Dacă se întâmplă ca planul orbitei să treacă prin linia de vizare , linia observator - steaua principală sau prin apropierea ei , cele două componente se eclipsează reciproc . Atunci când componenta secundară intră peste discul aparent al componentei principale atunci strălucirea sistemului , ca înreg , începe să scadă până când avem eclipsă totală sau fază maximă a unei eclipse parţiale , după care urmează ieşirea din eclipsă şi creşterea strălucirii până la punctul de maxim . În acest mod avem de-a face cu un minim principal şi un minim secundar , iar intervalul de timp dintre două minime consecutive şi de acelaşi fel se numeşte perioadă .

Având în vedere faptul că aici are loc o „variaţie“ a strălucirii , pe care o vede observatorul , acest tip de stele a fost inclus inclus în categoria stelelor variabile şi anume find numite stele pseudovariabile . Din cauza eclipselor , care produc variaţia strălucirii observate , aceste stele sunt cunoscute şi sub denumirea de stele duble cu eclipse sau stele variabile cu eclipse .

Pe baza unor efecte gravitaţionale se poate pune în evidenţă prezenţa unor corpuri invizibile care să fie ataşate fizic de stele duble fotometric . Cercetarea stelelor duble fotometrice este foarte importantă şi din acest motiv se lucrează intens

25

în acest domeniu , atât observaţional cât şi teoretic , pentru că prelucrarea rezultatelor observate pe cale fotometrică combinate cu cele obţinute pe cale spectroscopică sunt extrem de utile , deorece fiecare tip de observare şi analiză a adus contribuţii semnificative în cunoaşterea şi catalogarea obiectelor de acest tip , au furnizat informaţii importante privind teoria formării şi evoluţiei stelelor .

1.7.2. Stele variabile, nove şi supernove

Ştim că atmosfera terestră induce perturbări în observarea bolţii cereşti . Dar , cu toate acestea , la unele stele aceste fluctuaţii de strălucire nu sunt datorate perturbărilor atmosferice şi de aceea astfel de stele , a căror strălucire variază datorită stării fizice a stelei respective , se numesc stele variabile .

Datele observaţionale au scos în evidenţă o serie mare de stele variabile , care au fost grupate pe categorii ce ţin cont de particularităţile comune ale stelelor respective .

1.7.2.1. Stele pulsante(cefeide)

Au fost denumite cefeide deoarece prima stea care a fost descoperită cu asemenea particularităţi a fost steaua δ Cephei . Cefeidele sunt foarte îndepărtate de noi , dar ele radiază suficientă energie pentru a putea fi văzute ca aştri destul de luminoşi .

O explicaţie a acestui tip de comportament a fost dată după numeroase observaţii . Se pare că echilibrul dintre forţa de gravitaţie şi forţa datorată presiunii interne este destul de fragil , astfel că steaua se dilată rapid , producând o strălucire maximă , pentru ca apoi să se contracte rapid , producând o strălucire minimă , realizându-se în acest fel o pulsaţie .

,, De ce au început să pulseze cefeidele ?”; ,, Cum sunt întreţinute pulsaţiile?” ; ‚,Cum sau când se vor opri ?”. Acestea sunt întrebări care-şi vor găsi răspunsul în viitor .

1.7.2.2. Stele cu explozii

Acest tip de stele a fost observat din cele mai vechi timpuri , dar înregistrări scrise ne-au parvenit mai recent , deoarece aceste fenomene astronomice nu se produc decât întâmplător şi rar la scară astronomică .

În anul 1054 un astronom chinez consemnează în Constelaţia Taurus a apărut un astru care , pe neaşteptate , a devenit mai strălucitor decât Venus . Cât timp a luminat, steaua ,, musafir” , noaptea se vedea mai bine decât în nopţile cu Lună Plină

În anul 1572 , Tycho Brache a observat o stea în Casiopeeia care de asemenea, pe neaşteptate , a devenit atât de luminoasă încât putea fi vazută şi în timpul zilei , dar care mai târziu , cam după un an , a slăbit atât de mult în cât nu se mai putea vedea .

Pentru că apăreau pe neaşteptate au fost numite stele noi sau nove , în limba latină . Azi ştim că novele au existat şi înainte , dar nu au putut fi observate datorită lipsei instrumentelor astronomice . Prin explozia lor , strălucirea le-a crescut

26

semnificativ şi din obiecte abia vizibile au devenit sori gigantici . Cauza exploziei unei stele se datorează ruperii echilibrului dintre forţa gravitaţională şi forţa datorată presiunii ei interne . Mecanismul prin care se produce acest dezechilibru nu este pe deplin lămurit . Explozia unei nove poate dura între 100 de zile şi 250 de zile , aruncând în spaţiu o cantitate de masă egală cu o miime din masa stelei iniţiale .

Există o serie de stele nove la care strălucirea creşte numai cu aproximativ 8 magnitudini faţă de cele 12 magnitudini observate la novele obişnuite . Aceasta , cu toate că au explozii mai mici , au exploziile care se repetă în medie odată la 30 de ani . Din acest motiv au fost numite nove cu repetiţii .

Cele mai violente explozii , cunoscute în natură , sunt cele produse de supernove . Acestea sunt de câteva mii de ori mai strălucitoare decât o novă obişnuită şi de aproximativ 100 de miliarde de ori mai luminoase decât Soarele .

Până acum se cunosc numai trei supernove în Galaxia Noastră observate şi consemnate : Supernova din 1.054 , Nova lui Tycho Brache din 1572 şi Nova lui Kepler din 1604 , celelalte supernove , peste 200 cunoscute , aparţin altor galaxii .

Supernova din 1054 este foarte importantă , deoarece gazele ejectate au format Nebuloasa Crabului . Pentru cercetătorii din domeniul astrofizicii aceasta constituie una dintre cele mai puternice radiosurse , fiind prima de acest fel al cărui corespondent optic a fost identificat .

1.8.NAŞTEREA ŞI MOARTEA STELELOR . PROBLEME DE EVOLUŢIE STELARĂ

Principiul conservării energiei ne conduce la ipoteza că şi stelele la rândul lor

se nasc , se maturizează , îmbătrânesc şi mor . În faza timpurie a unei stele principala sursă de energie o reprezintă contracţia

gravitaţională , apoi , odată cu creşterea temperaturii interne , structura stelei se schimbă iar sursa principală de energie se obţine din reacţiile termonucleare în care hidrogenul se transformă în heliu , heliul în carbon , ş.a.m.d. În consecinţă transformarea hidrogenului în heliu se realizează printr-o generare de energie în care se cheltuieşte masă iar această masă nu mai poate fi recuperată , prin urmare , în viaţa unei stele există anumite etape care marchează evoluţia stelară .

Evoluţia stelelor este un fenomen ireversibil , stelele radiind energie în spaţiu din rezervele interne fără ca această rezervă să mai poată fi realimentată de agenţi externi , argument care stă la baza ipotezei îmbătrânirii stelelor .

1.81.Date observaţionale privind evoluţia stelară

a)Din distribuţia aştrilor în Galaxie se constată că stelele strălucitoare sunt situate mai ales acolo unde există o mare cantitate de gaz şi praf interstelar , cum sunt braţele spirale . Legătura fizică dintre acest tip de stele şi materia interstelară arată că formarea stelelor se produce prin condensarea gravitaţională a norilor de praf şi gaz .

b)Dacă se presupune că toate stelele unui roi s-au format în acelaşi timp şi că toate au avut iniţial aceeaşi compoziţie chimică , caracteristicile actuale se deosebesc între ele numai datorită diferenţelor maselor iniţiale . Stelele evoluează în dreapta

27

secvenţei principale până la gigante sau supergigante , apoi revin spre secvenţa principală dar pe o poziţie superioară . Aceste roiuri sunt foarte bătrâne şi probabil s-au format odată cu Galaxia . Unele roiuri foarte tinere arată că o parte din stele , cele mai masive , sunt deja pe secvenţa principală .

c)Observarea asociaţiilor de stele este o altă dovadă cu privire la evoluţia stelelor tinere , deoarece vârsta acestora este de ordinul milioanelor de ani .

d)Alte evidenţe observaţionale cu privire la diferitele vârste ale stelelor o constituie abundenţa elementelor uşoare . De aceea se poate afirma că la stelele în care se observă elemente uşoare sunt tinere , iar celelalte , în care lipsesc elementele uşoare , sunt stele bătrâne .

1.8.2.Formarea stelelor

i)Consideraţii teoretice . La început , fragmentul de nebuloasă se contractă rapid – colapsează . Părţile de la periferie cad spre centru în conformitate cu legile căderii libere . În acest timp densitatea centrală creşte rapid şi se formează un nucleu central care îşi măreşte masa prin căderea altei materii din învelişul mai puţin dens . Formaţiunea respectivă începe să lumineze şi se formează protosteaua (steaua iniţială) .

Tot la început luminozitatea creşte brusc iar apoi nucleul devine opac şi energia nu mai poate ieşi afară decât sub formă de radiaţie mărindu-se considerabil temperatura internă . În aceste condiţii , nucleul va suferi o „explozie“ iar unda de şoc produsă se propagă în înveliş . O nouă explozie are loc în nucleu iar unda de şoc ajunge până la suprafaţa configuraţiei şi întreaga protostea se dilată până când se realizează echilibrul . De aici colapsul încetează iar în conformitate cu legile căderii libere se produce o contracţie lentă . În urma condensării nucleul devine mult mai dens , semănând cu o stea care evoluează spre secvenţa principală , iar sursa de energie devine contracţia gravitaţională .

În continuarea evoluţiei ei , protosteaua, ajunge la un punct în care temperatura devine atât de mare încât amorsează reacţiile termonucleare . Acest punct reprezintă vârsta zero de pe secvenţa principală a stelei considerate .

În concluzie putem distinge două faze : • Faza hidrodinamică -dominată de colapsul gravitaţional . • Faza cvasihidrodinamică – care domină evoluţia protostelei până la atingerea

vârstei zero . ii)Observarea obiectelor stelare tinere.Observându-se anumite obiecte stelare

tinere s-a ajuns la concluzia că ele sunt alcătuite din nuclee asemănătoare cu stelele şi înconjurate de învelişuri nebuloase , iar materia din norii circumstelari , în acord cu modelul hidrodinamic , se depune pe nucleul central .

Există însă unele obiecte de pe secvenţa principală care se comportă altfel decât prevăde modelul teoretic , adică materia din nori nu cade ci se scurge spre exterior , exact ca vântul solar. Explicaţia cea mai plauzibilă este aceea că aceste stele au zone convective adânci care le încălzesc cromosfera şi coroanele . Un astfel de ,,vânt solar “ este mult mai puternic decât al Soarelui .

28

iii)Fenomenul FU Orioris.Steaua a suferit o creştere considerabilă a strălucirii , creştere care nu era prevăzută de teorie , în evoluţia stelelor din faza de pe secvenţa principală .

Acest fenomen se explică printr-un fel de limpezire a învelişului stelar , probabil datorită faptului că praful remanent existent în înveliş a fost suflat afară de către presiunea de radiaţie din steaua care evoluează .

Dacă ipoteza curăţirii învelişului ar fi adevărată , atunci fluxul infraroşu observat înainte şi după curăţire ar trebui să fie acelaşi sau cel mult să scadă . Din păcate , nu există observaţii în infraroşu efectuate înainte de erupţie , de aceea ipoteza nu este verificată observaţional .

1.8.3.Evoluţia stelelor de-a lungul Secvenţei principale

Această fază este atinsă când a început arderea hidrogenului din centrul sferei ,

după ce contracţia gravitaţională încetează de a mai fi efectivă , dar nu fost transformată o cantitate apreciabilă de hidrogen în heliu .

Stelele care au masa mai mică decât 0,08 mase solare nu pot deveni niciodată destul de fierbinţi pentru a începe arderea hidrogenului central . De aceea ele nu se află pe secvenţa principală şi trebuie să se contracte direct în starea de pitică albă fără a-şi consuma rezerva de hidrogen.

Faza de secvenţă principală este asociată timpului în care are loc arderea hidrogenului central . Această ardere menţine temperatura stelei la un nivel aproape constant , contracţia gravitaţională fiind staţionară .

Din modelele calculate pentru pentru Soare , s-a constat că atunci când Soarele a ajuns pe secvenţa principală el a fost cu circa 40% mai puţin strălucitor decât este astăzi iar raza lui a fost cu 4% mai mică decât cea actuală .

Stelele părăsesc secvenţa pricipală atunci când din hidrogenul central a rămas cel mult 1% din cantitatea iniţială .

1.8.4.Evoluţia după faza secvenţei principale

a)Epuizarea hidrogenului central.Această fază este caracteristică pentru stelele cu M >1,5M . Aici încetează producerea de energie prin arderea hidrogenului central dar temperatura nu a crescut destul de mult pentru a aprinde ciclul carbon în înveliş , energia nu este suficientă pentru menţinerea echilibrului hidrostatic iar steaua se contractă .

Trebuie remarcat faptul că numai stelele bătrâne au reuşit să se deplaseze de pe secvenţa principală (stelele din populaţia II).

b)Faza arderii hidrogenului într-un strat din înveliş . În acestă fază temperatura centrală a ajuns destul de mare pentru a aprinde hidrogenul dintr-un strat de înveliş . Arderea hidrogenului continuă aici să fie sursa principală de energie stelară . Deorece o parte din masa învelişului este transformată treptat în heliu , creşte masa centrală , nucleul se contractă iar învelişul se dilată . În această fază scade temperatura iar luminozitatea rămâne constantă.

c)Faza arderii heliului central . Pentru stelele cu mase mai mici de 1,5M , contracţia continuă a nucleului de heliu poate duce la apariţia în nucleu a gazului degenerat . În cazul stelelor cu mase mici , nucleul degenerat va fi supus unei „explozii“ – explozia heliului – prin care nucleul se dilată până când gazul degenerat din interior a încetat de a mai fi degenerat .

Pentru stelele mai puţin masive , care au suferit deja explozia heliului, acestea evoluează spre ramura gigantelor roşii iar modelele lor sunt în concordanţă cu ramura orizontală a gigantelor roşii observate .

1.8.5.Evoluţia spre stadii finale

a)Stele de neutroni . La densităţi foarte mari , gazul din interiorul stelei devine degenerat şi pe măsură ce steaua se contractă , densitatea creşte foarte mult . În acest mod creşte considerabil energia cinetică a protonilor care se transformă în neutroni şi neutrini , iar steaua respectivă devine o stea neutronică .

Stelele neutronice se pot menţine în echilibru hidrostatic dacă au o masă cuprinsă ăntre 1,5 şi 2 mase solare . Ele au razele de ordinul a 10 km şi o intensitate a câmpului gravitaţional enormă de 2 × 1011 N kg−1. Din acest motiv, lumina care vine de la alte stele şi trece pe lângă o stea neutronică este deviată în

Fig.1.5.Stea neutronică .Credit:NASA.

mod dramatic astfel încât acest tip de stele pot juca rolul de lentile gravitaţionale. Având în vedere temperatura mare care se găseşte la suprafaţa stelelor cu

neutroni , circa 107 K , din legile radiaţiei rezultă că aceste stele emit în domeniul spectral al undelor scurte , adică emit radiaţii X .

b)Stele de hiperoni . La energii mari , temperaturi şi densităţi mari , neutronii se transformă în hiperoni , particule elementare stabile , iar steaua neutronică devine o stea de hiperoni .

O stea de hiperioni are masa aproximativ egală cu cea a Soarelui dar o rază de numai câţiva kilometri . Structura unei stele de hiperoni se poate shiţa astfel :

• Nucleul de hiperoni . 29

30

• Mantaua – stratul ce înconjoară nucleul şi care este format din gaz degenerat ( nuclee şi electroni ) .

• ,,Învelişul“- stratul de la suprafaţă care are o grosime de numai câţiva metri şi este alcătuit din atomi ordinari . Dacă o stea de hiperoni s-ar ciocni cu cu un obiect oarecare , energia realizată

prin ciocnire ar da posibilitatea hiperonilor să se dezintegreze în nucleoni şi s-ar produce o explozie enormă cu o degajare colosală de energie .

c)Stele colapsate ( prăbuşite ) . O stea în colaps devine invizibilă pentru observatorul îndepărtat chiar dacă ea mai emite fotoni . Acest lucru se poate explica prin următoarele :

• Prăbuşirea straturilor exterioare şi îndepărtarea lor faţă de observator . • Din cauza câmpului gravitaţional puternic , fotonii au nevoie de de un anumit

timp foarte îndelungat pentru a scăpa de atracţia stelei. • Curbura spaţiului din vecinătatea stelei devine tot mai mare iar steaua devine

izolată . Din aceste considerente acest tip de stea în stadiul final poate fi pus în

evidenţă, dacă ele există şi în realitate , prin efectele lor gravitaţionale (efectul lenticular gravitaţional).

CAPITOLUL 2 CALEA LACTEE-GALAXIA NOASTRĂ

Cine nu a admirat pe cerul înstelat , într-o noapte senină şi fără Lună , o fâşie

albicioasă a cărei lăţime diferă din loc în loc ? . Dacă am privi printr-un binoclu sau lunetă am putea vedea că este compusă dintr-o puzderie de stele .

Această fâşie i-a fascinat şi pe strămoşii noştri care au numit-o Calea Laptelui . Grecii i-au spus Galaxis , iar romanii Via Lacteea . Galaxia , din care face parte sistemul nostru solar , este alcătuită din aproximativ 200 de miliarde de stele împreună cu planetele lor şi peste 1.000 de nebuloase . Este o formaţiune cosmică gigantică cu masa de circa 750-1.000 de miliarde de ori mai mare decât a Soarelui şi cu un diametru de aproximativ 100.000 de ani-lumină , care are o formă discoidală , spiralată ale cărei braţe conţin pe lângă altele : materie interstelară , nebuloase şi stele tinere ce iau naştere din această materie .

Figura 2.1.Calea Lactee, într-o reprezentare artistică bazată

pe analiza a zeci de milioane de stele ale galaxiei.Credit:NASA/ESA.

31

2.1. STRUCTURA GALAXIEI

Centrul galactic se află situat în direcţia Constelaţiei Săgetătorului , la o distanţă de circa 28.000 de ani-lumină , având planul ecuatorial de simetrie situat mai jos cu 20 de ani-lumină faţă de planul ecuatorial al sistemului nostru solar .

Marginile Galaxiei nu sunt delimitate cu precizie , exact ca în cazul atmosferei terestre care se pierde în spaţiu , dar dacă admitem că Galaxia se întinde până acolo unde există cel puţin o stea într-un volum de un parsec cub , atunci diametrul mare al Galaxiei este de 30.000 de parseci , iar diametrul mic (grosimea de la centrul discului galactic ) de numai 2.500 de parseci .

Pentru a ne forma o imagine cât de cât apropiată asupra dimensiunilor cu adevărat galactice ale Căii Lactee , să spunem că lumina străbate sistemul nostru solar într-o jumătate de zi , iar pentru a străbate , de la o margine la alta discul galactic , lumina are nevoie de circa 100.000 de ani.

Centrul galactic este format dintr-un nucleu , cu un diametru de circa 1.300 parseci , iar materia are o structură foarte complexă , aflându-se într-o mişcare violentă şi având o temperatură înaltă . Galaxia efectuează o mişcare de rotaţie în jurul axei de simetrie , dar spre deosebire de corpurile solide , unde viteza de rotaţie este constantă , are o viteză de rotaţie ce se micşorează de la centru spre margine . În centrul Galaxiei se află o gaură neagră , adică o entitate orbitând la trei ani lumină de constelaţia Săgetătorului descoperită în noiembrie 2004 de un grup de cercetători , iar în februarie 2005 , o stea gigantică(SDSS J090745,0+24507), părăseşte Calea Lactee având o viteză de două ori mai mare decât în mod normal (aproximativ 0,0022 din viteza luminii), fapt care dovedeşte existenţa unei găuri negre foarte mari în centrul galaxiei. În jurul centrului galactic se desfăşoară patru braţe spirale mari, ce încep chiar din centrul galaxiei.

32

Figura 2.2.Galaxia Noastră văzută de sus. Aceste braţe au primit numele constelaţiei în care se proiectează: -Braţul Perseu. -Braţul Norma-Cygnus. -Braţul Crux-Scutum. -Braţul Carina-Sagittarius. -Braţul Orion.

Figura 2.3.Galaxia Noastră văzută în plan orizontal .Credit:NASA. Soarele împreună cu planetele, dar şi alte stele sunt situate în braţul Orion

(numit şi Braţul Local).Iniţial între stelele din braţ se afla gaz, dar unda de şoc a unei supernove a golit o regiune de gaz. Această regiune, în care s-a format şi Soarele se numeşte acum "Bula Locală". Distanţa până la centrul galatic este de 26.000 ani lumină.Până la următorul braţ spiral, braţul Perseus, este o distanţa de 6500 ani lumină.

Figura 2.4.Locul Soarelui în Galaxie. Faţă de stelele din vecinătate, Soarele se deplasează în direcţia constelaţiei

Hercules, acest loc fiind numit apexul solar.În regiunea unde se află situat Soarele, se cunosc poziţiile exacte (în spaţiu) a peste 100.000 de stele. Pe o rază de 10 ani lumină se află 12 stele. Şapte din cele 12 stele sunt pitice roşii. Doar stelele Sirius A si alpha Centauri A sunt mai mari decât Soarele.Cea mai apropiată stea se află la 4,24 ani lumină şi se numeşte Proxima Centauri.

Sistemul nostru solar efectuează o rotaţie completă în jurul centrului galactic odată la aproximativ 250 de milioane de ani , cu o viteză de 220 km/s . Această durată se numeşte an galactic . Din punct de vedere al timpului galactic Soarele are o frumoasă vârstă de 20 de ani galactici . Vârsta Galaxiei este estimată la circa 10 miliarde de ani , iar a Soarelui la 5 miliarde de ani .

33

34

Discul galactic, în care se găsesc stele tinere si mult gaz, este înconjurat de un halou sferic de stele bătrâne, dar şi de un halou de roiuri stelare globulare, formate odată cu Galaxia Noastră.Dar marea majoritatea a materiei din galaxie se afla sub forma de materie întunecată.

2.2. COMPOZIŢIA GALAXIEI

Principalele componente ale Galaxiei sunt : • gazul interstelar – este repartizat neuniform în Galaxie , cu o masă estimată

la o valoare cuprinsă între o sutime până la două sutimi din masa totală a tuturor stelelor din Galaxie .

• praful interstelar – este deobicei amestecat cu gazul interstalar , dar în regiuni distincte ale Galaxiei diferă proporţiile în care se află fiecare . Praful interstelar are o masă estimată la o valoare egală cu a suta partea din masa totală a stelelor din Galaxie şi din acest motiv este considerat o componentă esenţială .

• nebuloasele – sunt distribuite circa 1.000 într-un disc subţire în planul galactic .

• stelele – sunt neuniform distribuite în Galaxie , iar după densitatea lor s-a determinat aspectul în formă de disc al sistemului nostru galactic , astfel că în interiorul discului se află stelele duble şi multiple care au o densitate mai mare ce descreşte de la centru la periferie .

2.3.POPULAŢII STELARE

Asociaţiile şi roiurile de stele care constituie aşa-numitele populaţii de stele au

fost împărţite în trei subsisteme mari : a. Populaţia I .În acest subsistem intră acea categorie de stele care prezintă o

puternică concentrare spre planul galactic şi mai ales în braţele spirale ale Galaxiei . La această categorie de stele majoritatea este formată din stele duble . Tot în această categorie mai găsim stele supergigantice fierbinţi , stele variabile periodice şi stele pitice . De asemenea , tot aici pot fi observate stele alb-albastre luminoase şi tot în această categorie mai putem include norii de gaz şi roiurile deschise .

Stelele din această categorie se caracterizează prin viteze mici , motiv pentru care ele execută oscilaţii mici în jurul planului galactic , neputându-se astfel îndepărta prea mult.

b. Populaţia II . Aştrii care alcătuiesc această categorie se pot întâlni atât în vecinătatea planului galactic , cât şi la mari depărtări de aceasta . Având o distribuţie sferică este numită şi componenta sferică a Galaxiei . Din această categorie fac parte roiuri globulare , stele subpitice galbene şi roşii , stele variabile , etc .

Din punct de vedere chimic , stelele din această categorie au un conţinut metalic mai mare decât stelele din Populaţia I . Analiza lor spectrală a arătat că în compoziţia lor chimică se mai găsesc molecule CH şi CN , în afară de hidrogen , heliu şi calciu .

35

Stelele din această categorie au viteze mari şi din acest motiv orbitele lor sunt foarte alungite în jurul centrului galactic . Datorită faptului că stelele nove sunt puternic concentrate spre planul galactic , cele mai multe nedepăşind 10° distanţă de la ecuatorul galactic , dar şi datorită faptului că sunt concentrate mai mult spre centrul galactic , s-a tras concluzia că pot fi catalogate în această categorie de stele .

c. Populaţia mixtă.Corpurile din această categorie se caracterizează prin faptul că sunt concentrate spre planul galactic , dar nu atât de puternic precum obiectele din Populaţia I . Din această categorie fac parte stele pitice galbene şi roşii , stele gigantice galbene şi roşii . Tot aici putem întâlni nove şi nebulose planetare .

În concluzie putem spune că nucleul şi roiurile globulare conţin stele bătrâne , cunoscute ca stele care aparţin categoriei Populaţia II ce s-au format din materia cosmică originară . În braţele spiralei se află concentrată categoria Populaţia I , formată din stele tinere şi de vârstă medie , bogate în metale . Tot aici se află creuzetul în care se nasc stele noi din materia stelară reciclată .

Vârsta celor mai vechi stele din Calea Lactee a fost estimată recent , în urma prelucrării observaţiilor transmise de telescopul spaţial Hubble , la 13,6 miliarde de ani , în concordanţă cu vârsta Universului de 13,7 miliarde de ani , şi în acord cu modelul standard de formare a Universului .

În jurul galaxiei noastre, orbitează alte caâteva galaxii mici, numite sateliţii galaxiei , dar cei mai importanţi vecini rămân: galaxia Andromeda şi Norii lui Magellan. Până în prezent s-au descoperit 50 de sateliţi ai Galaxiei Noastre,dar probabil sunt mai mulţi.

Cele mai apropiate 10 galaxii : • Pitica din Canis Major - 25.000 ani lumina. • Grupul de stele din Virgo - 30.000 ani lumina. • Pitica eliptica din Sagittarius - 81.000 ani lumina. • Norul Mare al lui Magellan - 168.000 ani lumina. • Norul Mic al lui Magellan - 200.000 ani lumina. • Pitica din Ursa Minor - 240.000 ani lumina. • Pitica din Sculptor - 254.000 ani lumina. • Pitica din Draco - 280.000 ani lumina. • Pitica din Sextans - 320.000 ani lumina. • Pitica din Ursa Major - 330.000 ani lumina.

36

CAPITOLUL 3 SISTEME STELARE

3.1.ROIURI STELARE . ASOCIAŢII DE STELE

Într-o noapte senină şi fără Lună , scrutarea atentă a cerului îi oferă

observatorului satisfacţia de a vedea o serie de pete cu aspect nebulos , distribuite în diferite părţi ale bolţii cereşti . O examinare mai atentă şi amănunţită a acestor pete arată că ele sunt foarte diferite atât ca structură fizică dar şi în privinţa modului lor de distribuţie spaţială .

Unele pete nebuloase , privite prin telescop sau lunetă , se prezintă ca nişte îngrămădiri enorme de stele , aspectul nebular fiind cauzat de distanţa mare care există între observator şi ele . Printre acestea există unele îngrămădiri care aparţin Galaxiei Noastre , iar altele sunt mult mai îndepărtate . Acestea din urmă se numesc nebuloase extragalactice şi sunt sisteme enorme de stele fiind asemănătoare cu Galaxia Noastră .

Deoarece numărul obiectelor cu aspect nebular este destul de mare pe bolta cerească în dese rânduri căutătorii de comete au fost induşi în eroare pentru că un astfel de obiect putea fi confundat uşor cu o cometă . Acesta este motivul principal pentru care s-au alcătuit cataloage cu poziţiile tuturor nebuloaselor cunoscute la un moment dat . Activitatea de gestionare a observaţiilor şi catalogare precisă a poziţiilor obiectelor cosmice , în epoca modernă , a fost începută în anul 1781 de astronomul francez C.Messier , atunci când acesta publică un catalog care conţinea aproximativ 100 de obiecte cu aspect nebular .

Ulterior au fost efectuate noi descoperiri , în mod special de William Herschel şi fiul său John , ceea ce a dus la necesitatea întocmirii unui catalog, mai cuprinzător , al obiectelor nebuloase . În acest scop , în anul 1888 , Draper a publicat un nou catalog cu nebuloasele cunoscute ce conţinea peste 7.800 de obiecte în ,, New General Catalogue “ . Între anii 1894 şi 1908 , Draper a scos suplimente la catalogul său în care erau trecute obiectele nebulare nou descoperite , astfel încât de la denumirea în engleză a acestor suplimente ,, Index Catalogue “ s-a păstrat notaţia prescurtată IC , urmată de numărul obiectului respectiv . Unele dintre petele nebuloase se prezintă tot sub aspect nebular oricât de puternic ar fi telescopul cu care le observăm . Aceste obiecte sunt nebuloase galactice care sunt alcătuite din gaz şi praf interstelar . După aspectul lor putem distinge :

i) roiuri deschise sau roiuri galactice ; ii) roiuri globulare ; iii)asociaţii de stele .

37

i) Roiuri deschise sau roiuri galactice

Unele dintre îngrămădirile de stele , existente în Galaxia Noastră , prezintă o concentrare pronunţată spre planul determinat de Calea Lactee , motiv pentru care au şi fost denumite roiuri galactice. După forma lor , ele se mai numesc şi roiuri deschise deoarece distanţa dintre stelele ce le compun este destul de mare şi aproape toate stelele componente se pot vedea în mod separat atunci când sunt privite prin telescop .

Pentru roiurile deschise este greu de stabilit o formă geometrică bine conturată aşa că ele pot avea uneori forme neregulare din cauza distribuţiei întâmplătoare a stelelor din interiorul lor .

Cu ochiul liber se pot vedea vreo 30 de roiuri deschise , dar în prezent există catalogate peste 750 de asemenea roiuri . Depărtarea roiurilor deschise , în raport cu Soarele , variază între 40 şi 3.300 parseci . Roiurile deschise se caracterizează prin diametre liniare foarte mari , între 1,5 şi 15 parseci .

Numărul stelelor dintr-un roi deschis variază între 15 ÷ 20 pentru roiurile mici şi până la 300 în roiurile mari . Tot în aceste roiuri se întâlnesc stele gigante albe şi albastre , dar nu se observă stele supergigantice roşii şi galbene . Azi sunt cunoscute circa 500 de roiuri galactice . Cele mai cunoscute sunt Pleiadele (Cloşca cu pui ) , formate din circa 350 de stele aflate la 400 de ani-lumină .

ii) Roiuri globulare

Sunt aglomerări de sute şi mii de stele sau uneori chiar milioane de stele. Ele sunt foarte îndepărtate şi prezintă o puternică concentrare a stelelor spre centrele corespunzătoare . Numele lor provine din simetria lor aproape sferică .

Roiurile globulare se găsesc distribuite în toate direcţiile spaţiului şi nu au o preferinţă deosebită pentru planul galactic al Căii Lactee , cum s-a observat la roiurile deschise . Aglomerarea sferică este spre centru iar rarefierea stelelor spre periferie . În regiunea centrală , stelele sunt atât de apropiate unele de altele încât imaginile lor se contopesc şi nu mai putem distinge stele separate.

În total se studiază peste 120 de roiuri cunoscute , dar numărul acestora se evaluează la peste 100 de milioane . Diametrele roiurilor globulare se găsesc cuprinse între 7 şi 200 de parseci . O examinare atentă a acestora poate pune în evidenţă efectul de turtire , ceea ce duce la concluzia că ele au mişcări de rotaţie în jurul unei axe de simetrie .

Numărul de stele cuprinse într-un roi globular variază între 10.000 şi 1.000.000 , iar densitatea unui astfel de roi este de mii de ori mai mare decât densitatea stelară din vecinătatea Soarelui nostru . Într-un nucleu de 5 parseci ai unui roi globular există 30.000 ÷ 40.000 de stele . Roiurile globulare sunt formaţiuni vechi , deosebit de stabile în timp .

iii)Asociaţii de stele Asociaţiile de stele sunt grupuri de stele în care forţele gravitaţionale nu sunt

destul de puternice pentru a menţine stelele la un loc pe o perioadă mai mare de timp . Prin urmare , asociaţiile de stele sunt grupări de stele în curs de destrămare .

Studiile de dinamică stelară arată că dacă într-o grupare de stele densitatea stelară este mai mică decât 0,1 mase solare pe parsecul cub atunci configuraţia este instabilă şi se destramă . Această destrămare este cauzată de efectul forţelor de rotaţie galactică care produc o acţiune echivalentă cu cea a mareelor . Un astfel de efect nu este sensibil în cazul grupurilor dense de stele deoarece forţele gravitaţionale sunt mult mai puternice . Asociaţiile de stele nu pot exista mai mult de 10 milioane de ani , timp după care se destramă în stele singuratice ce se răspândesc printre alte stele din Galaxie .

Noţiunea de asociaţie de stele a fost introdusă de către astronomul Ambarţumian în 1947 , când a atras atenţia asupra studierii acestora pentru studiile de evoluţie stelară . Diametrele acestora sunt cuprinse între 30 şi 200 de parseci .

În anumite asociaţii s-au obsevat stele tinere , în stare de contracţie gravitaţională , fapt care dovedeşte tinereţea acestui fel de grupări de stele . În concluzie putem afirma că stelele se nasc în asociaţii de stele .

3.2. MATERIA INTERSTELARĂ.

NEBULOASE

Din observaţiile efectuate până acum , putem întocmi următoarea clasificare a celor mai importante formaţiuni care pot fi întâlnite :

a)Formaţiuni de gaz şi praf care au aspect de nebulozitate strălucitoare sau obscură şi care au dimensiuni foarte mari . Au fost puse în evidenţă atât vizual cât şi fotografic , fiind cunoscute de peste un secol .

b)Gazul interstelar care a fost pus în evidenţă după 1904 , cu ajutorul analizei spectrale , iar cu ajutorul radiotelescoapelor s-a pus în evidenţă prezenţa hidrogenului interstelar.

c)Praful stelar este cauza ce produce obturarea unor obiecte luminoase , cum sunt stelele sau roiurile de stele . Prin observaţiile făcute în infraroşu s-au putut ,,vedea” corpurile ,,ascunse” de praful stelar .

În general , materia interstelară are o răspândire neuniformă în spaţiu. Ea are tendinţa de a se acumula în nori denşi , discreţi şi cu dimensiuni de ordinul a opt parseci în diametru , fenomen numit acreţie . Din evaluările efectuate , s-a constatat că trebuie să existe circa 5·10-5 nori pe parsecul cub , norii fiind situaţi la circa 40 de parseci unul de altul.

Norii astfel formaţi , din materia stelară , se deplasează în spaţiu cu viteza de 7 km/s , având masa de aproximativ 400 de ori mai mare decât masa Soarelui şi densitatea de circa 10 atomi/cm . 3

38

1. Nebuloase difuze

Cea mai mare parte a materiei interstelare este grupată în nori de gaz şi praf . Unii sunt foarte mari şi pot fi observaţi atât datorită reflexiei luminii stelare şi a emisiei lor proprii . Ele se prezintă ca nişte pete cu lumină difuză şi se pot clasifica în : a)nebuloase difuze cu emisie şi b)nebuloase difuze cu reflexie .

a)Nebuloase difuze cu emisie . Dacă în vecinătatea unui nor de materie interstelară se găseşte o stea fierbinte atunci în spectrul nebuloasei se găsesc linii de emisie . O cantitate mare de energie este cedată , de către radiaţiile ultraviolete ale stelei , în scopul excitării atomilor din materialul nebuloasei respective . În acest mod , atomii din materia interstelară din nebuloasă devin capabili să emită radiaţii care vor conţine şi anumite linii de emisie în spectrul observat .

Figura 3.1.Nebuloasa NGC 604. Credit: Hubble Space Telescope, photo PR96-27B.

Unele nebuloase difuze cu emisie pot fi formaţiuni relativ mici (de exemplu : fărămituri de materie interstelară , fărămituri de nori , etc.). Diametrele aparente ale acestora pot fi de ordinul câtorva minute de arc şi se pot imprima pe placa fotografică numai după o expunere mai îndelungată .

b)Nebuloase difuze cu reflexie . Din examinarea unor aglomerări de materie interstelară care au spectre continue , se constată că ele sunt situate în vecinătatea unor stele mai reci care nu sunt destul de fierbinţi pentru a provoca excitarea atomilor din nebuloasă şi pentru a cauza linii de emisie . Prin urmare , unele nebuloase pot fi observate numai datorită faptului că ele reflectă lumina stelelor vecine , în acest mod putând fi explicată şi prezenţa spectrului lor continuu .

39

40

2. Nebuloase obscure

Dacă o formaţiune de materie interstelară , asemănătoare cu cele amintite mai sus , nu se găseşte în vecinătatea unei stele destul de luminoase ea nu poate fi pusă în evidenţă vizual . Totuşi datorită efectului de ecranare pe care îl produce asupra stelelor care sunt dincolo de ea poate fi pusă în evidenţă . Pe bolta cerească astfel de nebuloase , care au aspectul de coridoare goale şi adânci, au primit denumirea de nebuloase obscure .

În anumite cazuri , prezenţa unor nori obscuri poate fi detectată numai prin observarea unor schimbări bruşte în strălucirea vreunei stele care se găseşte prin apropierea lor . Aceşti nori se pot pune în evidenţă prin absorbţia totală sau parţială a luminii care ne vine de la stelele situate dincolo de ei .

Din punct de vedere fizic , nebuloasele obscure pot fi considerate aidoma nebuloaselor difuze , singura deosebire fiind absenţa unor stele destul de luminoase pentru a le da aspectul luminos al celor difuze .

În unele cazuri , materialul interstelar apare sub formă globulară de culoare neagră , care apar sub forma unor pete mici cu contururi bine determinate . Diametrul acestora variază între 7.000 şi 80.000 de u.a. Unele globule mai mari au fost denumite saci cu cărbune, masa lor având valori cuprinse între 0,1 şi 650 de mase solare . Din cercetările de până acum , s-a desprins o ipoteză , care presupune că materia ce alcătuieşte aceste globule , prin contracţie gravitaţională devine ingredientul de bază în prima fază a formării stelelor .

3. Mediul gazos interstelar

Între observator şi o stea există un spaţiu interstelar care este umplut cu materia

interstelară . Această materie interstelară este prezentă chiar dacă nu-i destul de densă pentru a putea provoca obscurarea vizibilă a stelelor . În tot spaţiul interstelar există gaz şi praf , iar prezenţa acestora este stabilită cu ajutorul liniilor spectrale . Liniile spectrale , care se mai pot observa , provin de la sodiul neutru, potasiu neutru , fier neutru , calciu neutru şi ionizat .Dar mult mai bine este studiat acest mediu prin observaţiile radio pe lungimea de undă de 21 cm , linie ce corespunde hidrogenului interstelar .

De asemenea , prezenţa materiei interstelare este dovedită şi de prezenţa benzilor de absorbţie ale moleculelor de CH,CN şi NH. Tot în mediul interstelar au mai fost descoperiţi atomi de oxigen neutru , carbon ionizat , aluminiu ionizat şi siliciu ionizat . Frecvenţa hidrogenului este caracterizată prin existenţa a cel puţin o mie de atomi de hidrogen la fiecare atom de elemente grele .

4. Praful interstelar

Firicelele de praf care există în mediul interstelar au calitatea de a provoca o puternică absorbţie a luminii care vine de la stelele foarte îndepărtate şi care este obligată să treacă prin spaţiul umplut cu această materie interstelară . În astrofizică un astfel de fenomen este cunoscut sub numele de înroşirea stelelor . El se datorează

41

faptului că radiaţiile cu lungimi de undă scurte sunt mai mult absorbite decât cele cu cu lungimi de undă lungi . În acest mod , stelele apar mai roşii decât ar trebui să fie în raport cu tipul lor spectral .

Radiaţiile cu lungimi de undă scurte sunt mai uşor de difuzate în toate direcţiile în timp ce radiaţiile cu lungime de undă lungă se ,,strecoară“ printre firicelele de praf (nu interferă). După modul de dispersie a radiaţiilor cu lungimi de undă diferite şi absorbţie provocată de firicelele de praf , se pot determina dimensiunile firicelelor de praf respective . În modul acesta s-a pus în evidenţă faptul că firicelele de praf interstelar au o dimensiune de ordinul a 10-5 cm , iar difuzia luminii variază invers proporţional cu lungimea de undă (λ) .

Firicelele de praf se formează prin acreţia de materie în jurul unor molecule şi în anumite condiţii date . Deoarece firicelele de praf se mişcă prin spaţiul interstelar pot colecta materia prin care trec iar moleculele se pot uni şi astfel pot apare formaţiuni mai mari de materie interstelară . Astfel de formaţiuni se încheagă destul de încet deoarece dimensiunea de 10-5 cm poate fi atinsă în circa 100 de milioane de ani .

5. Nebuloase planetare

Noţiunea de nebuloasă planetară este utilizată pentru definirea unei aglomerări de materie interstelară de masă destul de mare şi foarte extinsă , în centrul căreia se găseşte o stea fierbinte .

În general , stelele din interiorul nebuloaselor planetare sunt atât de fierbinţi încât cea mai mare parte din energia lor este emisă în domeniul spectral ultraviolet , motiv pentru care ele nu apar prea luminoase în domeniul vizual . Un alt motiv din cauza căruia radiaţia ce provine de la stea este dificil de observat este acela că radiaţia ultravioletă , atunci când străbate învelişul gazos al nebuloasei , „se loveşte“ de atomii respectivi şi nu poate ieşi toată afară fiind consumată la excitarea atomilor din materialul nebulos .

În general , nebuloasele planetare au o formă aproape sferică , diametrele lor aparente fiind situate într-un interval cuprins între câteva secunde de arc până la 12' . Variaţia diametrului aparent este cauzată de distanţele diferite la care se găsesc aceste corpuri cereşti în raport cu noi . Diametrul real pare a fi acelaşi la aproape toate nebuloasele planetare şi este estimat la circa 20.000 u.a.

Pe bolta cerească o nebuloasă planetară apare sub forma unui inel cu toate că materia gazoasă este distribuită într-un înveliş gazos . Aspectul inelar este cauzat de faptul observatorul vede radiaţia reflectată , difuzată şi excitată venind din părţile nebuloase , care fac un anumit unghi faţă linia de vizare .

Materialul din învelişul nebular în expansiune se dilată cu viteza de 20 km/s efectuând în acelaşi timp o mişcare de rotaţie în jurul unei axe de simetrie care trece prin steaua centrală . Densitatea materiei în nebuloasele nebulare este de ordinul a 103

atomi pe cm3 , iar temperatura cinetică este cuprinsă între 8.000 K şi 20.000 K .

Figura 3.2.Nebuloasa lui Hourglass (MyCn18) Credit: NASA/ ESA

Observaţiile efectuate cu ajutorul telescopului Hubble şi a interferometrului

spaţial Spitzer urmează a fi prelucrate şi astfel vom avea o imagine mult mai clară asupra acestor nebuloase planetare .

42

43

CAPITOLUL 4 GALAXIILE

4.1 GALAXIILE

Unele dintre nebuloase , care se văd ca fiind compuse din stele , s-au dovedit a

fi situate la distanţe mult mai mari decât dimensiunile Galaxiei Noastre, având o structură asemănătoare cu a Galaxiei Noastre , motiv pentru care aceste obiecte extragalactice au fost numite galaxii .

i) Proprietăţi generale ale galaxiilor

Aspectul exterior al galaxiilor este foarte diferit , dar cu toate acestea , pentru fiecare galaxie se poate găsi o altă galaxie care să-i semene . În vederea stabilirii unor trăsături comune ale galaxiilor au fost catalogate în patru categorii:

♦galaxii eliptice ; ♦galaxii în spirală ; ♦galaxii în spirală barată ; ♦galaxii cu formă neregulată. Această clasificare s-ar putea modifica datorită faptului că în anul 2003 a fost

descoperit un nou tip de galaxii , care au fost botezate de descoperitorul lor , prof. Michael Drinkwater de la Universitatea din Queensland – Australia , Galaxii Pitice Ultra Compacte .

♦Galaxii eliptice Acest tip de obiecte cereşti au aspectul unor elipse sau cercuri netede în care

strălucirea descreşte de la centru spre periferie (vezi figura 12.3). Cele mai mici galaxii eliptice se aseamănă cu un roi stelar globular (diferenţa fiind că galaxiile conţin materie întunecată).Ca masă, aceste galaxii pot avea între 10 până la 1013 mase solare. Observaţii recente arată că în galaxiile eliptice există roiuri stelare tinere, formate probabil în urma coliziunii cu o altă galaxie.

♦Galaxii spirale şi în spirală barată Galaxiile spirale se deosebesc de galaxiile eliptice prin faptul că au o structură

bine determinată: • au un nucleu asemănător cu o galaxie eliptică (compus din stele bătrâne); • în centrul nucleului există o gaură neagră supermasivă; • au braţe spirale, în care există stele tinere şi mult praf şi gaz interstelar;

Aceste galaxii au primit numele de spirale datorită braţelor de stele tinere ce se desfăşoară în jurul nucleului. Braţele se formează după o spirală logaritmică.Centrul galaxiilor spirale poate avea formă sferică sau poate avea o formă de bară (galaxii spirale barate - SB).

44

Figura 4.1.Tipuri de galaxii.

Conform figurii 4.1 avem următoarele tipuri de galaxii :

• de rugby) ;

există şi un disc ce conţine praf şi gaz

lasică, cu o parte centrală sferică şi o structură spirală

ie spirală cu o parte central mică şi braţe spirale desfăşurate;

te .

♦Galaxii neregulate

E0 - galaxie eliptică rotundă (sferică); • E3- galaxie eliptică elipsoidală (mingea• E7 - galaxie eliptică cu forma de disc; • S0 - are aspect de galaxie eliptică dar

(galaxii lenticulare); • Sa - galaxie spirală c

strânsă; • Sc - galax• SBa - spirală barată cu braţe spirale strânse; • SBc - spirală barată cu braţe spirale desfăşura

ompuse numai din stele tinere, graz şi praf interstelar. Ele reprez

na cu alta, neavând nucleu şi nici b

- galaxie ce are o anumită structură, fie un nucleu sau un braţ;

Aceste galaxii sunt cintă circa 3% din numărul galaxiilor cunoscute. Ca aspect galaxiile neregulate nu se aseamănă uraţe spirale. Se crede că majoritatea acestor galaxii au fost galaxii spirale sau

eliptice, dar au fost deformate în urma întâlnirilor cu alte galaxii.Există două tipuri de galaxii neregulate:

• Neregulate I • Neregulate II - galaxie fără structură .

45

t împărţi în :

bsolute ale galaxiilor variază iar dimensiunile acestora diferă de la u

ii)Probleme de evoluţie a galaxiilor

Dacă în evoluţia stelelor avem rezultate ceva mai concludente , în problema evoluţ

După strălucirea absolută galaxiile se po galaxii supergigante; galaxii gigante; galaxii pitice. Magnitudinile an tip la altul . Cele eliptice au dimensiuni cuprinse între 3 şi 5 kiloparseci iar

cele spirale au diametrele de la 7 kiloparseci până la 20 kiloparseci .

iei galaxiilor lucrurile nu sunt aşa de limpezi . Din acest motiv putem aminti doar două ipoteze formulate de Hubble şi Oort :

♦Formularea lui Hubble Hubble a considerat că aspectul actual al galaxiilor se datorează stadiului în

care s

unde : v = viteza de îndepărtare , r = d iar H = constanta lui Hubble care are

or , Hubble a presupus că galaxiile eliptice reprezintă fazele

e află în evoluţia lor . De aceea pornind de la datele observaţionale , Hubble a determinat distanţele până la galaxii şi a descoperit că vitezele de îndepărtare sunt strict proporţionale cu distanţele . Acest rezultat a condus la ideea expansiunii Universului , iar exprimarea sa matematică este dezarmant de simplă :

v=H·r , istanţa ,

dimensiunea inversă timpului şi o valoare determinată experimental de aproximativ 20(km/s)/ 10 6ani-lumină .

Conform observaţiil iniţiale ale formării galaxiilor , adică sunt tinere , iar galaxiile spirale ar fi

compuse în mare parte din stele bătrâne . Pe scurt galaxiile s-ar forma din nori imenşi de hidrogen cu forme sferice şi rotaţie lentă , iar cu timpul aceşti nori ar fi supuşi contracţiei gravitaţionale , mărindu-şi astfel rotaţia şi inevitabil forma lor s-a turtit .

♦Formularea lui Oort Oort a considerat că galaxiile s-au format dintr-un gaz care era distribuit în

Unive

xiile sferice sunt acelea care s-au format din centre care aveau iniţial o rotaţie

cată experimental şi de aceea azi avem o altă di

rsul timpuriu , aflat în expansiune , prezentând densităţi diferite în locuri diferite . În conformitate cu ipoteza sa , în centrele de densitate mai mare au apărut galaxiile .

Gala mică , iar galaxiile turtite s-au format din centre care iniţial aveau o rotaţie mai

mare . O astfel de protogalaxie , datorită forţelor centrifuge , s-a contractat perpendicular pe planul discului de rotaţie .

Oricare ipoteză teoretică trebuie verifilemă cu mult mai şocantă , anume din datele observaţionale recente , galaxiile

nu numai că se îndepărtează cu viteze ameţitoare , dar o fac în mod accelerat . Astfel a apărut o nouă ipoteză şi anume că acest lucru se datorează unei noi forţe din Univers energia întunecată . Energia întunecată , conform noilor teorii , tinde să ,, dezmembreze“ Universul , pe când ,,rivala“ ei materia neagră , numită ,,lipici cosmic“ îl ţine ,,legat“.

46

iii)Distribuţia galaxiilor Galaxiile pot fi observa ta cerească , excepţie făcând

galaxi

grupuri de galaxii , deoare

Local care cuprinde , pe lângă Galaxia Noast

oncentrate în formaţiuni mai mari şi mai complexe în car

te în orice direcţie pe bolile aflate în spatele planului galactic al Galaxiei Noastre deoarece vizibilitatea

este afectată de prezenţa materiei interstelare galactice . Galaxiile se află în interiorul unor formaţiuni mai mari ce distanţa dintre obiectele componente este mult mai mică decât distanţa

până la obiectele situate în afara grupului . Calea Lactee face parte din Grupul ră , Galaxia Andromeda , Norii lui Magellan şi Galaxia Triangulum (M33), care

formează structurile mari şi peste 35 de galaxii mai mici (vezi figura 12.2) , dintre care : peste patru galaxii neregulate , circa o duzină de galaxii neregulate pitice , patru galaxii eliptice iar restul fiind galaxii eliptice pitice sau pitice cu formă relativ sferică.Grupul Local are o formă relativ sferică cu un diametru de circa 1 Mpc(1Mpc=1.000.000 parseci) .

Grupurile de galaxii sunt ce pot intra sute sau mii de membri numite roiuri de galaxii (cluster este

termenul pentru roi în lb.engleză). Roiurile de galaxii pot fi : ♦Roiurile deschise care sunt situate în vecinătatea planului galactic, motiv

pentru

ile globulare

care se mai numesc şi roiuri galactice. Se cunosc peste 800 de astfel de roiuri, situate într-o sferă cu raza de la câţiva kiloparseci cubi în jurul Soarelui, până la distanţe la care absorbţia luminii nu este suficient de mare pentru a afecta acurateţea observaţiilor. Se estimează că numărul total de roiuri din galaxie este de câteva zeci de mii. Cele mai cunoscute roiuri deschise : Pleiadele, Hyadele, roiul dublu din Perseu etc.

♦Roiur care prezintă o distribuţie sferică în jurul centrului galaxiei. În num

laxii , la rândul lor , formează o structură mai complexă cunos

4.2 QUASARII ŞI PULSARII

i)Quasarii

Din analiza datelor observaţionale , obţinute pe această cale , s-au conturat cele mai importante caracteristici ale quasarilor :

ăr de câteva sute, ele pot fi bine observate datorită densităţii stelare mari (cu excepţia roiurilor aflate în apropierea planului galactic, unde absorbţia luminii este mare). Distanţele la roiurile globulare se determină pe baza distanţelor la stelele strălucitoare conţinute iar pentru dimensiunile lor liniare se obţin valori cuprinse între 7 parseci şi 120 parseci. Aproximativ 2 parseci din diametru reprezintă nucleul roiului, cu densităţi depăşind uneori de mii de ori densitatea stelară din zona Soarelui. Deşi numite globulare, în realitate roiurile au formă elipsoidală. Un exemplu în acest sens este M19, pentru care raportul dintre axa mare şi axa mică este 4. În roiurile globulare s-au descoperit multe surse de radiaţie X, fapt care indică stele colapsate cu acreţie.

Roiurile de gacută sub denumirea de Superroi (nor de galaxii).

- sunt obiecte care emit energie în aproape tot spectrul electromagnetic radio , infraroşu, vizual şi ultraviolet

- au un aspect asemănător stelelor , dar strălucirea şi emisia lor radio este variabilă în timp .

47

ătoarele concluzii :

let şi în ultraroşu .

rezintă galaxiile normale .

ai mici de 100 de parseci dacă ne raportăm la distanţele la care se situează .

Tot în urma prelucrării acestor rezultate observaţionale în privinţa quasarilor s-au mai desprins urm

* Există foarte multe asemănări între quasari şi anumite sisteme de galaxii, care emit aproape la fel de puternic în ultravio

* Quasarii mai slabi au depărtări mai mari spre roşu la fel ca galaxiile normale . * Unii quasari apar în asociaţii şi roiuri , aşa cum se p

* Quasarii sunt obiecte cereşti de dimensiuni unghiulare mici , având diametre m

Figura 4.2. Quasarul 3C273 Credit:NASA/ESA.

Au fost descoperiţi 20 tanţă între 780 de milioane si 2,8 miliarde de ani-lumină. par să se fi format în urma coliziu

În luna august a anului 1967 studenta Jocelyn Bell , din echipa de studenţi condusă de prof. Anthony Hewish ersitatea din Cambrige-Anglia , a observ

0.000 mii de quasari, la o disUnii dintre aceştia

nilor dintre galaxii învecinate. Ei sunt de 1000 de ori mai mici decât o galaxie, dar emit de 100 de ori mai multă lumină decât ele. Luminozitatea lor enormă poate proveni de la faptul ca ele adăpostesc Găuri Negre.

ii)Pulsarii

de la Univat un semnal neobişnuit pe grafometrul racordat la o antenă artizanală , ce se

întindea pe o suprafaţă de 1,6 hectare , care fusese contruită de profesor împreună cu echipa sa tocmai pentru studiul surselor radio . Semnalul era format din pulsuri regulate , la un interval de o secundă sau o treime de secundă . După luni de analize , Hewish şi Bell au ajuns la o concluzie uimitoare şi anume că numai un obiect foarte mic şi foarte dens putea crea un puls atât de rapid . Singura posibilitate era ca acest obiect să fie o stea neutronică , centrul unei foste supernove . După 7 ani de la

descoperirea sa prof. A . Hewish a fost recompensat cu premiul Nobel . Aceste radiosurse , care emit impulsuri radio ce se repetă foarte precis , au fost numite pulsari .

Figura 4.3.Pulsar.

Unele stele neutronice , cu rul Nebuloasei Crabului , emit şi spectrul vizibil . Stelele neutronice nu seamănă cu nimic altceva din Univers

pentru

m este cea din cent

în că sunt foarte dense , astfel încât dacă ar avea atmosferă atunci aceasta ar avea

o grosime de numai 5mm , iar un degetar de materie ar cântări 100 de milioane de tone . Steaua descoperită de cei doi a fost numită CP 1919 .Pulsarul este o stea foarte mică (cu o rază de 10-15 km), dar foarte densă, numită stea neutronică (rămăşiţă a unei stele care a colapsat), ce emite energie sub forma unui flux de particule electromagnetice concentrat la polii magnetici ai stelei. Ţinând cont că axa magnetică a stelei nu coincide cu axa sa de rotaţie, radiaţia, privită dintr-un punct din spaţiu, este văzută aşa cum ar fi observată lumina unui far. Pulsarul poate fi detectat (cu ajutorul unui radiotelescop) doar când fluxul e îndreptat spre Pământ.

48

Figura 4.4. Pulsarul din Nebuloasa Crabului. Credit:http://hubblesite.org/newscenter/archive/2002/24

Astronomii chinezi în anul 1054 au consemat-o ca fiind apariţia pe cer a unei

stele noi, mai strălucitoare ca Venus, se pare de o magnitudine neobişnuită aproximativ -6, ce s-a văzut pe cer chiar în timpul zilei vreme de 23 de zile şi apoi cu ochiul liber pe cerul de noapte încă 653 de zile. Deasemeni apare şi în arta picturală a indienilor Anasazi din Arizona şi New Mexico, desene descoperite ulterior în Navaho Canyon şi White Mesa (Arizona) cât şi în canionul Chaco (New Mexico).

Nebuloasa a fost descoperită în anul 1731 de către astronomul amator de origine britanică John Bevis şi înscrisă în catalogul Uranographia Britannica a lui John Bevis. Nebuloasa a fost redescoperită din întâmplare şi în mod independent de către Messier în 28 august 1758, pe când căuta cometa Halley. Crezând că e vorba de o cometă, acesta şi-a dat curând seama de greşeală şi a catalogat-o în data de 12 septembrie 1758, fiind primul obiect ce a stat la baza celebrului catalog. Denumirea de Nebuloasa Crabului a primit-o însă în anul 1844 în urma schiţelor făcute de către Lord Rosse.

49

Figura 4.5.Pulsarul Vela . Credit :Chandra X-ray observatory

Pulsarul Vela este o stea neutronică care a rămas în urma exploziei colosale a

unei supernive . Aceasta a aruncat în spaţiu jeturi de materie , care se pot observa la polii de rotaţie ai stelei neutronice , aşa cum putem observa din figura 4.5, un mic spot luminos în mijloc înconjurat de un nor de gaz fierbinte , jet care reprezintă liniile de câmp magnetic.

Astronomii au descoperit trei tipuri distincte de pulsari, după natura sursei de energie care alimentează radiaţia:

• Pulsarii de rotaţie: pierderea energiei de rotaţie alimentează rotaţia. • Pulsarii de acumulare: (în principal pulsarii cu raze X) energia potenţială a

materiei acumulate alimentează radiaţia. • Magnetarii: slăbirea unui câmp magnetic puternic alimentează radiaţia.

Pulsarii au o puternică concentrare spre planul galactic şi au dimensiuni compatibile cu ale Pământului , iar faptul că pulsarii sunt stele neutronice ,care provin din rămăşiţele supernovelor şi au corespondent optic, constituie o problemă care va trebui explicată de teoriile cosmologice referitoare la modul în care a apărut şi s-a dezvoltat partea cunoscută a Universului .

4.3 GĂURI NEGRE

Gaura neagră este un loc din spaţiu în care câmpul gravitaţional este atât de puternic încât nimic nu poate scăpa după ce a trecut de orizontul evenimentului. Lumina cu toate că are o viteză de 300.000km/s nu poate scăpa dintr-o gaură neagră, aşa încât interiorul unei găuri negre nu este vizibil, de aici provenindu-i şi numele. Mai este cunoscută şi ca „singularitate".

50

Figura 4.6.Gaură neagră în reprezentare simbolică.Credit:NASA.

Dacă miezul lăsat în urma de către explozia unei supernove are masa mai mare decât cea a Soarelui nostru, forţa care ţine laolaltă neutronii nu este suficient de mare ca să poată echilibra forţa gravitaţională proprie. Miezul continuă să se stingă. În momentul în care masa miezului este suficient de concentrată, forţa gravitaţională a acestuia este imensă .Această forţă nu se poate explica în cadrul fizicii clasice iar astronomii folosesc teoria relativităţii formulată Einstein ca să explice comportamentul luminii şi al materiei faţă de aceasta imensă forţă gravitaţională .

Potrivit relativităţii generale, spaţiul din jurul miezului este atât de puternic curbat încât atrage până şi lumina. O stea de zece ori mai mare decât Soarele nostru se poate transforma într-o gaură neagră doar dacă se comprimă până la un diametru de aproximativ 90 km sau chiar mai puţin.Presupunerile astronomilor spun că mijlocul Galaxiei Noastre este o gaură neagră imensă.

Dar să presupunem că ne aflăm pe suprafaţa unei planete. Aruncăm o piatra pe direcţie verticală. Presupunând că nu o aruncăm prea tare, ea se va ridica un pic, dar până la urmă acceleraţia datorată gravitaţiei planetei o va face să cadă din nou. Dacă aruncăm piatra destul de tare am putea s-o facem să scape total de gravitaţia planetei. Se va ridica la nesfârşit. Viteza cu care aruncăm o piatră pentru ca ea să scape de atracţia gravitaţională a planetei se numeşte viteză de evadare , iar viteza de evadare depinde de masa planetei .

Dacă o planetă este extrem de masivă, atunci gravitaţia ei este foarte puternică, deci viteza de evadare este foarte mare. O planetă mai uşoară va avea o viteză de evadare mai mică. Viteza de evadare depinde de asemenea de distanţa la care ne aflăm de centrul planetei: cu cât suntem mai aproape, cu atât mai mare viteza de evadare. Viteza de evadare a Pamântului este de 11,2 km/s, în timp ce aceea a Lunii este de doar 2,4 km/s.

În concluzie gaura neagră este un obiect cu o concentraţie enormă de masă într-un volum atât de mic încât viteza de evadare este mai mare decât viteza luminii. Deci, cum nimic nu poate merge mai repede decât lumina, nimic nu poate scapa din câmpul

51

52

gravitaţional al obiectului. Chiar şi lumina va fi trasă înapoi de gravitaţie şi nu va fi în stare să scape.

Ideea unei concentraţii de masă atât de densă încât nici lumina nu poate scăpa datează încă din timpul lui Laplace în secolul XVIII. Aproape imediat după ce Einstein a dezvoltat relativitatea generală, Karl Schwarzschild a dat soluţia ecuaţiei matematice care descria un astfel de obiect. Abia mult mai târziu, prin 1930, datorită muncii lui Robert Oppenheimer, Volkoff şi Snyder, oamenii s-au gândit că acest tip de obiecte chiar există in Univers. Aceşti cercetători au arătat că atunci când o stea suficient de masivă rămâne fără combustibil, nu mai e în stare să reziste împotriva propriei atracţii gravitaţionale, şi colapsează într-o gaură neagră .În relativitatea generală, gravitaţia este o manifestare a curburii spaţiu-timp. Obiectele masive distorsionează spaţiul şi timpul, astfel încât regulile uzuale ale geometriei nu se mai aplică. Lângă o gaură neagră, distorsiunea spaţiu-timpului este foarte severă şi din această cauză găurile negre au nişte proprietăţi foarte ciudate , deoarece unui corp ajuns într-o gaură neagră îi trebuie o viteză de evadare mai mare decât forţa de atracţie gravitaţională a acesteia .

Cum s-au format găurile negre ? Această întrebare nu are un răspuns clar, cel puţin deocamdată . Iată câteva teorii asupra modului de formare a găurilor negre:

• Una din ipoteze presupune că un mare nor de gaz a colapsat . • Altă ipoteză presupune că găurile negre s-au format prin colapsarea unei stele

gigantice care a înghiţit o cantitate enormă de materie . • O altă posibilitate ar fi aceea de fuzionare a unui roi de găuri negre mici .

Doi astronomi , dr. Curtis Saxon şi prof. Kinwah Wu , de la Laboratorul pentru Ştiinţa Spaţiului al UCL (University College of London) au elaborat un model prin care au încercat să explice formarea găurilor negre supergigante în Universul timpuriu .

Ei au presupus , în concordanţă cu datele observaţionale , că undele gravitaţionale ale haloului invizibil al materiei întunecate dintr-un roi de galaxii şi gazul din interiorul haloului au interacţionat formând un fel de ,,scobitură întunecată“ ( termenul în limba engleză este ,, Dark gulping“).

Ei au găsit că acest tip de interacţii forţează materia întunecată să formeze o masă centrală compactă , care poate fi instabilă din punct de vedere gravitaţional , ce colapsează , iar dinamica şi rapida colapsare reprezintă tocmai ,, Dark gulping“-ul. Ei au afirmat că ,, Dark gulping“-ul s-ar fi format extrem de rapid şi de aceea nu s-a detectat nicio urmă de radiaţie electromagnetică remanentă .

,, Dark gulping“-ul poate fi o bună aproximare a modului cum acreţia lentă de gaz a fost capabilă să devină o gigantică gaură neagră , deoarece s-a observat că miezul compact al găurilor negre supermasive din galaxii este influenţat de masa întunecată/neagră.

Materia întunecată apare atunci când gravitaţia domină dinamica galaxiilor sau roiurilor de galaxii .Oricum este o mare nelămurire asupra originii, proprietăţilor şi distribuţiei particulelor întunecate , în timp ce materia întunecată nu interacţionează cu lumina dar interacţionează cu materia obişnuită prin efectul gravitaţiei .

53

Potrivit modelului celor doi astronomi formarea unui miez de masă compactă este necesară , deoarece răcirea gazului cauzează scurgerea lui către miez. Temperatura gazului trebuie să fi depăşit 10 milioane de grade atunci când se afla în haloul cu un diametru de câteva milioane de ani-lumină ce înconjura o ,,adâncitură/scobitură“ cu diametrul de câteva sute de ani-lumină mai rece . Gazul nu s-a răcit de tot , dar a ajuns la un minim de temperatură , aşa cum arată observaţiile în raze X ale roiurilor de galaxii .

Acest model investighează modul cum particulele întunecate se mişcă într-un spaţiu cu mai multe dimensiuni şi cum acestea pot determina rata de absorbţie şi emisie a căldurii în expansiunea haloului întunecat dar şi modul în care sistemul este afectat de distribuţia masei întunecate .

Oricare ar fi ipoteza cea adevărată , timpul necesar pentru crearea unei găuri negre este de ordinul milioanelor de ani , iar observaţii recente arată că aceste entităţi cosmice erau prezente în Universul timpuriu , atunci când nu împlinise încă un miliard de ani.

Un rezultat de excepţie s-a obţinut în observarea în infraroşu a Roiului de galaxii Virgo , M87 , în mijlocului căruia s-a identificat o gaură neagră supermasivă. Mesier 87 este o gigantică radiogalaxie care declanşat un torent de radiaţii gamma şi un flux de unde radio cu o energie foarte înaltă în infraroşu.

Matthias Beilicke şi Henric Krawczynski , ambii fizicieni la Washington University din St.Louis , care au prelucrat datele obţinute de a trei radiotelescoape Array , au concluzionat că aceste particule nu pot fi emise cu o aşa energie decât dacă se află în vecinătatea unei găuri negre supermasive , deoarece razele gamma au o energie de un miliard de ori mai mare decât energia luminii în domeniul vizibil .

Figura 4.7.Gaura neagră M 87 .Este localizată la o distanţă de 50 milioane de ani-lumină de Pământ în Roiul de galaxii Virgo.

Credit colaj: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.

Gaura neagră din mijlocul lui M87 este de şase miliarde de ori mai mare decât Soarele şi are o rază comparabilă cu a sistemului nostru solar .În cazul găurilor negre supermasive , ca M87 , materia care orbitează în apropierea lor este ejectată cu putere în afară sub forma unor jeturi .

Numele "gaură neagră" a fost inventat de John Archibald Wheeler, şi s-a încetăţenit datorită faptului ca are mai mult "lipici" decât celelalte dinaintea lui. Înaintea lui Wheeler, aceste obiecte erau uneori denumite "stele îngheţate".

54

CAPITOLUL 5 UNIVERSUL

5.1.GENEZA UNIVERSULUI

i)Ipoteze preliminare

Universul în care trăim şi evoluăm este omogen şi izotrop deoarece nu s-a

observat un centru unic sau o direcţie privilegiată . În aceste condiţii spaţiul şi timpul sunt coordonatele de care depinde forma generală a metricii care satisface condiţiile de omogenitate şi izotropie pentru metrica Robertson – Walker , care este o ecuaţie diferenţială de ordin doi ,de forma :

ds2 = c2dt2–a2(t)[dx2+f(x)2(dθ2+sin2θdφ2)] , unde funcţia f(x) descrie geometria spaţială a Universului .

Funcţia f(x) este parametrizată de constanta de curbură k şi are următoarele expresii în funcţie de parametrul k :

• Pentru k > 0 avem f(x) =k

xksin iar Universul este deschis .

• Pentru k = 0 avem f(x) = x iar Universul este plat .

• Pentru k < 0 avem f(x) = k

xkiar Universul este închis .

sinh

Coordonatele x , θ şi φ sunt coordonatele unui sistem numit în co-mişcare şi aflat în expansiune odată cu Universul , astfel încât distanţa dintre două puncte faţă de acest sistem rămâne constantă în tot cursul evoluţiei Universului . Factorul de scală cosmică , a , face legătura dintre coordonatele sistemului în co-mişcare şi distanţele fizice prin relaţia d = a x .

În funcţie de valorile lui a avem : • Dacă a > 0 atunci Universul este în expansiune . • Dacă a < 0 atunci Universul este în colaps .

Einstein a observat că materia şi energia acţionează în sensul curbării spaţiu-timpului şi a elaborat următoarele ecuaţii pentru câmpul gravitaţional :

Rij - 21 Rgij -λgij = 4

8c

Gπ Tij ,

unde : gij este tensorul metric , Rij tensorul lui Ricci , R (scalarul de curbură) reprezintă tressul (urma) tensorului lui Ricci , λ este constanta cosmologică , G este constanta gravitaţională iar Tij este tensorul energie-impuls simetric .

Ecuaţiile lui Einstein sunt ecuaţii tensoriale neliniare şi ne furnizează informaţii asupra distribuţiei de materie şi energie . Din mecanica cuantică ştim că energia vidului este nenulă (efectul Casimir) şi din acest motiv gravitaţia influenţează o energie asociată stării de vid (teoria inflaţionară) .

Din cele de mai sus se poate deduce o ecuaţie de evoluţie -ecuaţia lui Friedmann a Universului :

55

56

H2≡ 21⎟⎠⎞

⎜⎝⎛

adtda =

38 Gπ ρ +

3λ - 2a

k ,

unde în afară de mărimile introduse anterior , H , reprezintă constanta lui Hubble iar ρ reprezintă densitatea de materie şi radiaţie .

Ecuaţia de mai sus este o ecuaţie diferenţială care poate fi adusă la o formă mai simplă :

2

⎟⎠⎞

⎜⎝⎛

dtda 2

0H= (Ωm0 a -1 + a2 Ωλ0 + Ωk0 ) ,

unde s-au folosit următoarele notaţii : Ωm0= 2

038H

Gπ ρm0 ; Ω λ0 = 203H

λ ; Ωk0 = - 20H

k

Ecuaţia de mai sus admite următoarea soluţie :

Ωm0 + Ω λ0 + Ωk0 = 1

Indicele 0 reprezintă momentul actual iar a este normată astfel încât să fie egală cu unu la acest moment . Indicele m se referă la distribuţia materiei şi este dominantă astăzi faţă de contribuţia radiaţiei la densitate .

Dacă definim mărimea : Ωtotal,0= Ωm0 + Ω λ0=1- Ωk0 ,

atunci membrul stâng (Ωtotal,0) ne dă informaţii despre geometria spaţială a Universului .

Astfel dacă : • Ωtotal,0 < 1 atunci Universul este spaţial deschis ; • Ωtotal,0 = 1 atunci Universul este spaţial plat ; • Ωtotal,0 > 1 atunci Universul este spaţial închis .

Problema formei Universului , este o problemă mai veche ce este asociată cu datele observaţionale şi metrica ecuaţiei Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker. Universul poate avea o curbură spaţială pozitivă , negativă sau cu valoare zero în funcţie de densitatea totală de energie . Curbura este negativă dacă este mai mică decât densitatea critică , pozitivă dacă este mai mare şi nulă dacă este egală , caz în care care spunem că Universul este plat .

Problema este că orice mică variaţie în timp faţă de densitatea critică face ca aceasta să-şi modifice valoarea şi în aceste condiţii Universul rămâne foarte aproape de forma plată . De exemplu la câteva minute (era nucleosintezei), densitatea Universului avea o valoare cu puţin peste a 1014 parte din valoarea densităţii critice, altfel nu am exista azi.

Figura 5.1.Diagramele celor trei tipuri de Univers:închis,deschis şi plat , în funcţie de

valorile parametrului densitate Ωtotal,0.Credit :Gary Hinshow-NASA.

O soluţie a acestei probleme este oferită de teoria inflaţionară .În perioada inflaţionară continuul spaţiu-timp s-a extins atât de mult încât curbura a devenit mai lină. Din acest motiv se crede că în era inflaţionară Universul era plat şi avea o densitate aproape egală cu densitatea critică.

La mijlocul anilor '90 ai secolului trecut din observaţiile roiurilor globulare care au fost efectuate s-a dedus că acestea ar avea vârsta de 15 miliarde de ani , ceea ce contrazicea teoria Big Bang-ului care-i conferea Universului vârsta de 13,7 miliarde de ani. Această neconcordanţă a fost rezolvată mai târziu , la sfârşitul anilor '90 ai secolului trecut , atunci când noul program de simulare pe calculator s-a inclus şi masa pierdută datorită vântului solar , ceea ce a dus la o vârstă mai mică a roiurilor.Totuşi rămâne o problemă care trebuie rezolvată printr-o măsurare mai precisă a vârstei roiurilor ., dar este clar că aceştia s-au format în Universul timpuriu .

57

ii)Modelul standard – Marea Explozie

Cerul i-a fascinat şi în acelaşi timp i-a ajutat să înţeleagă fenomenele astronomice care au avut loc de-alungul vremii . Pe măsură ce s-au acumulat mai multe cunoştinţe şi-a pus întrebarea firească : ,,Cum s-a format Universul ? “ .

Până la inventarea instrumentelor astronomice , care au făcut ca astronomii să poată ,,vedea” mai mult şi implicit să afle mai multe despre structura Universului , ei considerau că sistemul nostru solar este centrul Universului .

Odată cu inventarea lunetei şi a telescopului , marginea Universului vizibil s-a ,,lărgit” în mod apreciabil , iar astronomii , şi nu numai ei, au găsit răspunsuri din ce în ce mai pertinente la întrebarea de mai sus . Aşa s-a născut un nou capitol al fizicii cosmologia , care studiază Universul ca întreg, istoria , evoluţia şi tot ce-i aparţine.

Dintre toate modelele cosmologice privind originea Universului a fost acceptat un model , numit Modelul Marii Explozii , ca model standard . Acest model ne poate explica suficient de bine numai ce s-a întâmplat după Marea Explozie ( în limba engleză Big Bang), atunci când , se presupune că toată materia ar fi fost o ,,supă” de particule elementare fundamentale , iar toate interacţiile erau unificate .

Dacă s-ar putea derula înapoi un film care să reprezinte istoria Universului , am putea înţelege foarte multe despre starea sa timpurie , imediat după Marea Explozie . Totuşi , după un milion de ani începe era recombinării , adică nucleele şi electronii se recombină pentru a forma atomii . Universul devine astfel transparent , iar după un miliard de ani începe era formării galaxiilor .

Prima întrebare a dat naştere la o altă întrebare : ,,Există dovezi concludente despre naşterea Universului în urma Marii Explozii ?” .

Un prim răspuns la această întrebare ni l-a dat Edwin Hubble . El a descoperit că spectrul galaxiilor îndepărtate are o deplasare spre roşu , adică aceste galaxii se îndepărtează de observator . Acest fenomen este cunoscut sub numele de ,,fuga galaxiilor” . Atunci când a descoperit acest fenomen a încercat să calculeze viteza cu care se deplasează , cu ajutorul unei relaţii empirice :

v = H •d unde : v = viteza de deplasare , d = distanţa iar H reprezintă parametrul lui Hubble . Huble a estimat valoarea lui H la aproximativ 20 (km/s)/ ani-lumină , ceea ce l-a condus la o valoare de circa 15 miliarde de ani , a vârstei Universului . Observaţiile făcute cu ajutorul telescopului Hubble , care a fost lansat în spaţiu tocmai cu acest scop major, au condus la o valoare mai mică şi anume de 13,7 miliarde de ani .

610

Un alt argument , în favoarea acestui model , este acela că în cele mai multe locuri din Univers , unde se poate determina cantitatea de heliu , heliul se află într-o proporţie de 10 % faţă de hidrogen , care are o abundenţă covârşitoare de 90 % . Această observaţie este în acord cu teoria Marii Explozii , deoarece cantitatea de heliu , din Universul Timpuriu , nu este sensibilă la detaliile de calcul .

În anul 1965 Arno Penzias şi Robert Wilson , folosind o antenă cu o formă specială de con , au abservat pentru prima dată radiaţia de fond . Calculând temperatura acestei radiaţii de fond au obţinut o valoare de 3 K dovedind astfel că radiaţia constituie într-adevăr o rămăşiţă a Marii Explozii . Pentru descoperirea lor , Penzias şi Wilson au primit premiul Nobel pentru fizică în 1978 . Cercetări mai 58

recente şi mai avansate în acest domeniu , originea Universului , a galaxiilor şi a stelelor , au făcut fizicienii John C. Mather de la NASA Goddard Space Flight Center Greenbelt , MD , USA şi George F. Smoot de la University of California Berkeley , CA , USA , care pentru rezultatele obţinute în urma prelucrării măsurătorilor făcute cu ajutorul satelitului Cobe , lansat de NASA în 1989 , au fost recompensaţi cu premiul Nobel în 2006 .

5.2.EVOLUŢIA UNIVERSULUI

La baza evoluţiei Universului se află interacţiunea dintre substanţă, energie,

informaţie , indiferent de cele două teorii cosmogonice care sunt: • Big Bang adică marea explozie iniţială ; • Universul fără început există un consens asupra evoluţiei materiei de la simplu

la complex.

Figura 5.2.Diagrama evoluţiei Universului.

Credit:NASA.

De la timpul 10 –35 la 10–32 secunde Universul s-a umflat cu un factor de 1050 (era inflaţionară). De la această eră până în zilele noastre expansiunea (volumul) Universului s-a mărit cu un factor de 109 adică de un miliard de ori.

La 10–32 secunde forţa tare (care asigură coeziunea nucleului atomic) se detaşează de forţa electro – slabă (rezultată din fuziunea între forţa electromagnetică şi forţa dezintegrării radioactive) iar Universul măsoară cam 300 metri de la un cap la altul, este întuneric absolut şi temperaturi de neconceput.

59

60

La 10–11 secunde s-au născut cele patru forţe fundamentale care interacţionează (gravitaţia, forţa electromagnetică, forţa nucleară tare şi forţa dezintegrării); fotonii nu mai pot fi confundaţi cu alte particule.

Între 10–11 şi 10–5 secunde quarkurile se asociază în neutroni şi protoni, cea mai mare parte a antiparticulelor dispar; apar cinci populaţii de particulele elementare: protoni, neutroni, electroni, fotoni, neutrini. Totul se petrece în marea supă iniţială, la o temperatură de un miliard de grade. După o secundă de la Big Bang temperatura a coborât la aproximativ un miliard de grade.

Universul este spaţiu-timp şi este în expansiune continuă. Aceasta se demonstrează plecând de la teoria relativităţii generale, prin care se explică un fenomen curios : spectrele galaxiilor îndepărtate prezintă un decalaj spre roşu, fenomen ce se produce atunci când sursa emiţătoare este în mişcare în raport cu observatorul .

Întreaga materie este organizată pe sisteme: • izolate care nu fac nici un schimb cu exteriorul sau unul foarte redus; • închise care fac cu mediul lor numai schimb de energie; • deschise ( cum sunt celula, molecula, organismul, biosfera, Universul) care fac

schimb de substanţă, energie şi informaţie cu mediul în care se dezvoltă. La nivelul întregii materii din Univers există o bază informaţională.

Informaţia, care există pretutindeni, este inerentă tuturor structurilor din Univers şi reprezintă o succesiune discretă şi continuă de evenimente măsurabile, repartizabile în timp.Structurile informaţionale cuprind programele şi legile naturii, modelele interne ale omului şi celorlalte vieţuitoare.

Soluţiile evoluţiei sunt date de modele informaţionale de organizare şi funcţionare a lumii. Un exemplu care ilustrează aceste modele îl constituie trecerile de la praful cosmic la aglomerările de praf cosmic; de la aglomerări de praf cosmic la formarea corpurilor cereşti;de la corpuri cereşti la găuri negre (care sunt o fantastică aglomerare de energie).

Astăzi datele observaţionale au condus la o ipoteza stranie şi anume aceea că Universul nu numai că se dilată dar o face în mod accelerat .

Figura 5.3.Modelul de evoluţie a Universului.Credit:NASA.

Conform părerilor lui Stephen Hawking, Universul a avut o evoluţie foarte regulată, în conformitate cu anumite legi. Astăzi, oamenii de ştiinţă descriu Universul în termenii a două teorii parţiale fundamentare – teoria generală a relativităţii şi mecanica cuantică.

Stephen Hawking afirma că: „Ceea ce ştim este că Universul se extinde cu 5 până la 10 procente la fiecare miliard de ani“. Unele observaţii recente indică faptul că rata expansiunii universului nu scade, ci creşte. Este foarte straniu, pentru că efectul materiei în spaţiu, fie că are densitate mică, fie că are densitate mare, poate doar să încetinească expansiunea. La urma urmei, gravitaţia este atractivă. O expansiune cosmică accelerată este ceva în genul suflului unei explozii care sporeşte în loc să se disipeze după explozie. Ce forţă ar putea fi responsabilă pentru a împinge tot mai rapid cosmosul către expansiune? Nimeni nu este încă sigur.

Cauza expansiunii accelerate pare să fie din nou manifestarea caracterului repulsiv al gravitaţiei; s-ar repeta astfel împrejurarea similară din trecutul Universului când acesta a trecut printr-o perioadă de dilatare gigantică. Forţa care a determinat

61

62

comportarea „inflaţionară” a Universului ar fi fost gravitaţia care, în acele condiţii, s-a manifestat repulsiv, creând o aşa-zisă „presiune negativă”.

Fără expansiuneaUniversului nu s-ar fi putut forma nici o legătură stabilă, nici un sistem, nici o organizare a materiei / substanţei / energiei (atomi, molecule, celule, stele, planete, galaxii).

Einstein atenţiona mai demult că Universul are mai puţină materie în compoziţia sa în raport cu volumul său , mai precis densitatea sa presupune existenţa unei forme de materie necunoscute.Cercetările actuale au demonstrat că există ,, ceva “ care se manifestă conform unor legi ale fizici necunoscute , încă , nouă. Acel ,, ceva “ a căpătat denumirea de materie întunecată iar opusul său energie întunecată .

Cosmologii s-au întrebat cum a acţionat materia neagră asupra evoluţiei Universului . În acest sens o simulare computerizată efectuată de către cercetătorii din cadrul Universitatii Durham din Marea Britanie pare să indice că principala condiţie a supravieţuirii Universului a fost prezenţa materiei negre.

Astrofizicianul Carlos Frenk din cadrul Universităţii Durham din Marea Britanie a susţinut ipoteza conform căreia în interiorul norilor cosmici se formează noi şi noi stele ca urmare a fuzionarii materiei normale, învăluită de misterioasa materie neagră.

În cazul galaxiilor mari, această materie a fost îndeajuns de multă şi de puternică, încât să protejeze stele abia formate sau în curs de formare. Acestea au supravieţuit. În schimb, cele mai multe galaxiile erau tinere, prin urmare mai mici ca dimensiuni. Lipsa unor cantităţi suficiente de materie neagră a dus la evaporarea sub efectul bombardamentului cu radiaţii puternice, a stelelor tinere, dar şi a materiei normale care intră în compoziţia acestora , nu şi a materiei negre, care se regrupa rapid sub forma unor mici norişori.

Mult timp după ceea ce astronomii au numit “masacru cosmic”, nu a fost posibilă formarea unor noi galaxii. În schimb, materia neagră a continuat să fuzioneze şi să crească, luând forma unor structuri uriase. Episodul următor s-a petrecut în urmă cu 10 până la 12 miliarde de ani, atunci când norii de materie neagră au devenit îndeajuns de mari încât să absoarbă radiaţiile puternice venite dinspre galaxiile supravieţuitoare. Aceşti nori au format un scut de protecţie pentru materia normală, şi astfel, noi galaxii au putut lua naştere.

Plecând de aici şi de la datele observaţionale primite de la Telescopul Hubble , oamenii de ştiinţă au încercat să evalueze compoziţia actuală a Universului.

Ei au găsit că Universul are următoarea compoziţie : ♦energie întunecată: circa 74 % din totalul materiei Universului; aceasta este tot o substanţă, o materie, foarte puţin cunoscută, doar că numele ei de „energie” este impropriu; ♦matrie întunecată: circa 22 % , la fel ca energia întunecată nu se ştiu prea multe lucruri ; ♦gaz intergalactic: circa 3,6 %; ♦stele , planete , etc: circa 0,4 % din materia Universului.

Figura 5.4.Diagrama compoziţiei Universului. Credit:NASA

5.4.SFÂRŞITUL UNIVERSULUI

Dacă Universul evoluează încă de la început , în acest mod ,este de aşteptat ca

această evoluţie să aibă şi un final. Cum se va întâmpla : -Se va rupe în bucăţi într-o clipită ? -Se va dezintegra ? -Va îngheţa treptat până la moarte ?. Astrofizicienii din toată lumea încearcă să afle cum se va sfârşi pentru că în

spaţiu , departe , se dă o bătălie pe care deşi n-o vede nimeni , rezultatul va fi unul singur : sfârşitul Universului.

Într-unul din scenarii , savanţii au presupus că aşa cum Universul s-a dilatat tot aşa gravitaţia urmează să tragă Universul la loc , exact ca aerul care s-a eliberat dintr-un balon umflat acesta revenind la forma iniţială. Această teorie este numită Marea Contracţie (Big Crunch) şi presupune că întreaga materie se prăbuşeşte sub acţiunea propriei greutăţi.

Cea de-a doua teorie presupune că Universul se va dilata până la epuizarea combustibilului reactoarelor nucleare ce-l alimentează iar apoi se va răci şi va muri prin Marele Îngheţ (Big Chiil).

A treia teorie presupune că Universul se va dilata cu o viteză atât de mare încât continuul spaţiu-timp nu va mai putea ţine Universul legat şi va avea loc Marea Ruptură(Big Rip).

Cosmologii cred că trebuie să existe ,, ceva “ care să oprească la un moment expansiunea Universului . Indicii în acest sens se află în cele mai puternice şi mai misterioase fenomene din cosmos: găurile negre. Tot cosmologii au căutat să afle cu ce viteză se dilată Universul şi de aceea au folosit telescoapele ca pe o maşină a timpului , studiind astfel galaxiile îndepărtate , aşa cum erau demult , observând obiecte ce pot fi văzute doar prin tehnologia de ultimă oră . 63

64

Aşa cum spunea şi Einstein că Universul are mai multă masă decât o putem noi observa , descoperirea găurilor negre a generat ideea pe care se bazează teoria Marii Contracţii ( Big Crunch), deoarece stelele când termină combustibilul nuclear se năruie devenind o pitică albă cu o masă mai mică şi mai densă care atrage tot mai multă materie exact ca în modelul Big Crunch.

Forţa gravitaţională devine aşa de mare încât orice se apropie de gaura neagră este înghiţit pe vecie astfel încât nici lumina n-are scăpare. Sigur că este uimitor cum ,, ceva invizibil ” poate fi detectabil , oferindu-ne astfel un indiciu asupra evoluţiei sorţii noastre .

Astfel dacă toată materia din Univers s-ar prăbuşi într-o singură gaură neagră aceasta ar deveni o entitate singulară , tot aşa cum am apărut dintr-o entitate singulară tot acolo vom ajunge iar macanica cuantică ne spune că în acest caz în timp totul va dispărea prin ,,evaporarea” particulelor constituente , aceasta la nivel microscopic şi macroscopic .

Într-un fel găurile negre sunt o variantă la scară mică a unei noi forţe numită de savanţi ,,lipici cosmic ” , adică materia neagră . Materia neagră atrage obiectele , forţa gravitaţională fiind pozitivă. Încă nu se ştie precis ce este energia întunecată care este asociată materiei întunecate , dar aceasta are un efect de respingere care îndepărtează galaxiile, iar Universul se prăbuşeşte sub acţiunea energiei întunecate .

Prezenţa materiei reuneşte structurile din Univers , aşa cum s-a format Calea Lactee odată cu dilatarea Universului , unde obiectele mici s-au unit cu cele mari datorită forţei pozitive , constructivă a gravitaţiei . În acest caz forţa gravitaţională s-ar opri şi Universul ar începe să se năruiască , iar gravitaţia ar înlocui dilatarea cu contracţia prin Big Crunch .

Materia întunecată a produs galaxii într-un cadru temporar finit . Dacă doar gravitaţia materiei atomice ar genera galaxii nu am fi existat astăzi pentru că nu ar fi fost destul timp pentru ca gravitaţia să fi condensat toată materia aşa că este nevoie de materia întunecată pentru accelerarea procesului .

Dacă Universul se dilată în continuare fără să dea semne de năruire , atunci înseamnă că forţa opusă energiei întunecate este mai mare ca materia întunecată . Indicii în acest sens s-au găsit studiind stelele la sfârşitul vieţii lor , atunci când combustibilul din interiorul lor se epuizează , steaua se năruie şi exteriorul ei se dilată iar steaua devine într-un târziu o ,, pitică albă”. ,,Piticii albi” au adesea pe orbita lor alte stele , numite însoţitoare . Dacă resturile stelei însoţitoare cad pe ,,piticul alb” , apare o explozie ce provoacă ,, un spectacol de artificii” extraordinar în cosmos .

Cercetătorii au analizat stelele care explodează , supernovele , ca pe nişte indicii clare despre rapiditatea dilatării Universului . Exploziile scurte şi luminoase au permis savanţilor să monitorizeze dilatarea .

Astronomii au determinat distanţa şi viteza acestor supernove prin măsurarea cantităţii de lumină roşie emisă . Cu cât se depărtează mai repede de noi , cu atât este mai roşie lumina . Astfel efectuând analiza spectrală a supernovei s-au obţinut indicii asupra compoziţiei sale chimice şi vitezele caracteristice atunci când scoarţa supernovei se dilată ca urmare a exploziei iniţiale .

Sigur că sunt multe fenomene fizice de studiat despre evenimente separate dar ritmul dilatării galaxiilor ce conţin supernove este folosit în interpretarea modului în

65

care înaintează restul Universului . Se pot compara vitezele galaxiilor cu distanţele dintre ele , iar aceste indicii sugerează astronomilor când îşi va schimba Universul direcţia , năruindu-se în Big Crunch.

Dr. Ellis de la Observatorul Keck din Hawaii şi Johan Reshar de la Institutul de Tehnologie din Pasadena - California au evaluat lumina dintr-o galaxie îndepărtată , captată de telescop , şi au înncercat să interpreteze cum se dilată întregul Univers . Ei au ajuns la concluzia că schimbarea culorii galaxiilor este mai mare decât se credea şi anume că Universul se dilată în mod accelerat.Acest lucru presupune că există o forţă invizibilă care lucrează împotriva gravitaţiei pe care cosmologii au numit-o energie întunecată .

Când Universul era mai tânăr , acum 7 miliarde de ani , gravitaţia era forţa dominantă iar galaxiile erau unite de gravitaţie existând un echilibru între energia întunecată şi gravitaţie.

Prin dilatarea sa continuă Universul îşi micşorează densitatea astfel că energia întunecată preia controlul , iar Universul începe să accelereze . Energia întunecată este acum proprietatea dominantă a spaţiului .

Istoria Universului nu este altceva decât o luptă între materia şi energia întunecată , acestea fiind în opoziţie , aşadar soarta Universului va fi determinată de rezultatul competiţiei dintre materia şi energia întunecată .

Teoria Marii Contracţii a rezultat din ipoteza că materia întunecată este forţa dominantă , dar astronomii bănuiesc că energia întunecată este mai puternică , iar în acest caz sfârşitul poate fi dramatic şi violent : de la dezintegrarea sistemelor stelare până la dezintegrarea materiei prin ruperea legăturilor şi dezintegrarea în atomi reducându-se totul la particule fundamentale având ca punct terminus sfârşitul Universului .

Lupta dintre materia întunecată ( forţa ce ţine Universul legat ) şi energia întunecată (forţa ce tinde să-l „rupă“) face ca distrugerea Universului să fie inevitabilă.Dacă materia întunecată învinge , Universul se va nărui , iar dacă energia întunecată domină cosmosul , el s-ar putea dezintegra , dilatarea devenind atât de puternică încât dezintegrează întreg Universul. Noi nu putem decât să anticipăm soarta bizară a Universului , deoarece energia întunecată care a format din materie superbul Univers în care trăim , continuă să-l împingă înainte , ducându-l la pieire .

Pentru a afla dacă energia întunecată va câştiga , savanţii trebuie să afle cât de repede se extinde Universul pentru că dilatarea Universului este accelerată şi astfel se poate dezintegra în mod dramatic respectând scenariul Marii Rupturi sau Big Rip . În acest caz stelele , planetele şi chiar atomii se vor dezintegra chiar înainte de sfârşitul Universului .

Astronomul Robert Caldwell a prevăzut în cadrul acestui model următorul scenariu : dacă am fi pe Pământ sau pe o altă planetă vecină , am putea vedea un fel de “zid de întuneric” care se apropie astfel că pe măsură ce acest zid se apropie , stelele şi galaxiile se sting iar în cele din urmă , zidul de întuneric înconjoară planeta şi curând înşişi atomii se dezintegrează astfel că zidul negru se reduce la un punct şi ...gata .Dar tot potrivit lui Caldwell acel moment va fi peste miliarde de ani aşa că oamenii au suficient timp pentru a-şi perfecţiona cercetările .

66

Autorul acestei accelerări este energia întunecată dar fizica energiei întunecate este încă o necunoscută şi avem nevoie de noi informaţii. Dacă am şti ce o produce şi cum acţionează atunci am putea afla care va fi soarta finală a Universului .

Marea Ruptură (Big Rip) este una din teorii dar informaţiile primite datorită telescopului Hubble indică un sfârşit al Universului mai puţin violent , însă inevitabil ,oferind indicii despre Marele Îngheţ şi alte teorii despre sfârşitul Universului .

Interesant este faptul că atunci când a fost lansat telescopul Hubble în 1990 pentru a diagnostica vârsta Universului , astăzi a identificat un „ingredient-cheie“ în existenţa Universului , materia neagră , care reprezintă în opinia savanţilor substanţa-liant a Universului, ceea ce poate împiedica Marea Ruptură.

Existenţa materiei întunecate este probată de imaginile galaxiilor vecine surprinse de Hubble , care uneori pare că sunt înconjurate de alte galaxii , deşi acestea nu există , fiind reflexii ale galaxiilor îndepărtate ce vin din spate . Astronomii cred că iluzia optică este materia întunecată ce provoacă o deformare a luminii prin aşa-numitul efect lenticular gravitaţional . Lumina de la galaxiile îndepărtate este îndoită de curbura spaţiului, provocată de stele şi materia întunecată . Cu cât este mai multă materie întunecată între Pământ şi galaxia respectivă cu atât va fi mai curbată lumina şi mai tare forţa Marelui Îngheţ . Efectul lenticular gravitaţional constituie un instrument de lucru excepţional deoarece permite măsurarea deformaţiei în galaxiilor, trasând distribuţia materiei întunecate la diferite scări de măsură . Dacă se va putea cartografia curbura atunci se va putea cartografia materia întunecată.

Determinarea echilibrului dintre forţa întunecată şi materia întunecată va înclina balanţa către Marele Îngheţ sau Marea Ruptură .Energia întunecată este forţa propulsatoare iar materia întunecată este forţa care încetineşte procesul.

Dacă Universul continuă să se dilate atunci toate sursele de energie se vor epuiza şi vor muri , iar Universul se va răci prin Marele Îngheţ . În acest scenariu Pământul devine o planetă rece şi izolată odată cu dilatarea Universului. Distanţele dintre stele devin tot mai mari , dispărând aproape din câmpul vizual , iar în timp ele se sting .În cele din urmă întregul Univers va îngheţa .

Ideile de mai sus au reieşit şi din lucrările lui Einstein şi Hubble dar niciunul nu a trăit suficient pentru a verifica rezultatele .

Oricare ar fi sfârşitul Universului din perspectiva planetei noastre lumina Soarelui va dispărea prima , iar la miliarde de ani de la dispariţia oamenilor cosmosul nu va mai exista .

67

BIBLIOGRAFIE

I. SCRISĂ: [1]ALEXESCU , Matei –CERUL, o carte pentru toţi, Editura Albatros –Bucureşti -1974. [2] BARROW, D. John- ORIGINEA UNIVERSULUI, Editura Humanitas, Bucureşti, 1994. [3]BERNHARD,Helmut;LINDER,Klaus şi SCHUKOWKI,Manfred-COMPENDIU DE ASTRONOMIE, Editura ALL EDUCATIONAL-Bucureşti,2001. [4]CUSTING , T. James –Concepte filozofice în fizică , Editura Tehnică,Bucureşti-2000. [5]DAVIES, Paul- Ultimele trei minute: ipoteze privind soarta finală a universului, Editura Humanitas, Bucureşti, 1994. [6].FILIPAŞ , Titus – De la mitul astral la astrofizică , Editura Scrisul Românesc – Craiova-1984. [7].FOLESCU ,Cecil- Ce este Universul ? , Editura Albatros ,Bucureşti– 1989. [8].GOGA , Nicu– Elemente de astronomie , Editura Sitech , Craiova – 2008 . [9] HAWKING , Stephen şi MLODINOW , Leonard- O mai scurtă istorie a timpului-Editura Humanitas, Bucureşti, 2007, postfaţă de Gheorge Stratan. [10] HAWKING , Stephen – Scurtă istorie a timpului . De la Big Bang la găurile negre, Editura Humanitas, Bucureşti- 2001. [11] IONESCU-PALLAS , Nicolae – Relativitate generală şi cosmologie , Editura Ştiinţifică şi enciclopedică , Bucureşti -1980. [12].MATZNER , A . Richard –Dictionary of Geographycs , Astrophysics , and Astronomy, Editura CRC Press LLC –New York -2001. [13].SANDU , Mihail- Astronomie , Editura Didactică şi Pedagogică R.A ,Bucureşti-2003. [14].SANDU , Mihail- Teoria relativităţii , Editura Didactică şi Pedagogică R.A ,Bucureşti-2005. [15].TOMA , Eugeniu – Introducere în astrofizică , Editura Tehnică , Bucureşti- 1980. [16].TEODORESCU , Nicolae şi CHIŞ , Gheorghe - Cerul o taină descifrată... , Editura Albatros,Bucureşti - 1982 . [17].TUDORAN , Ioan –Astronomia invizibilului , Editura Albatros , Bucureşti – 1989. [18] WEINBERG , Steven – Gravitation and Cosmology : Principles and aplications of the General Theory of Relativity , Editura John Whiley & Sons , Inc. , New York , London, Toronto-1972.

68

II.ON-LINE: http://www.astroclubul.ro/vega.htlm http://www.astronomy.ro/ http://www.descopera.ro/ www.stiinta.info http://science.nasa.gov/ http://www.universetoday.com/ http://en.wikipedia.org/wiki/Astronomy http://ro.wikipedia.org/wiki/Astronomie

69

CUPRINS

CUVÂNT ÎNAINTE ........................................................................................................................ 3 INTRODUCERE ............................................................................................................................. 7 CAPITOLUL1 . NOŢIUNI DE ASTROFIZICĂ 1.1.Stelele .Generalităţi ...................................................................................................................... 8 1.2.Noţiuni elementare despre strălucirea,magnitudinea şi luminozitatea stelelor.......................... 11 1.3.Temperatura stelară.................................................................................................................... 14 1.4.Clasificarea spectrală a stelelor.................................................................................................. 15 1.5.Surse de energie stelară . Reacţii termonucleare........................................................................ 17 1.6.Structura internă a stelelor.Modele stelare................................................................................. 19 1.7.Stele duble şi multiple .Stele variabile....................................................................................... 23 1.8.Naşterea si moartea stelelor.Probleme de evoluţie stelară ......................................................... 26

CAPITOLUL 2. GALAXIA NOASTRĂ-CALEEA LACTEE ................................................. 31 2.1.Structura Galaxiei ...................................................................................................................... 32 2.2.Compoziţia Galaxiei .................................................................................................................. 34 2.3.Populaţii stelare.......................................................................................................................... 34 CAPITOLUL 3. SISTEME STELARE 3.1.Roiuri stelare. Asociaţii de stele ................................................................................................ 36 3.2.Materia interstelară .Nebuloase.................................................................................................. 38 CAPITOLUL 4. GALAXII 4.1.Galaxiile ..................................................................................................................................... 43 4.2.Quasarii si pulsarii ..................................................................................................................... 46 4.3.Găuri negre................................................................................................................................. 50 CAPITOLUL 5. UNIVERSUL 5.1.Geneza Universului.................................................................................................................... 55 5.2.Evoluţia Universului .................................................................................................................. 59 5.3.Sfârşitul Universului .................................................................................................................. 63 BIBLIOGRAFIE............................................................................................................................ 67