ASTROFIZIC Ă TEORETIC Ă STRUCTURA ŞI EVOLUŢIA STELELOR

1. ASTROFIZICĂ TEORETICĂSTRUCTURA ŞI EVOLUŢIA STELELOR Lector: Radu Gherase Secretar ştiinţific – Astroclubul Bucureşti

2. Structura şi evoluţia stelelor • La inceput, astronomia era bazată pe urmărirea mişcării aştrilor pe bolta cerească, pentru a înţelege fenomenele ce stau la baza acestor mişcări (aparente) – locul nostru in Univers – orientare în timp şi spaţiu. • Începând cu secolul XIX, astronomii şi-au îndreptat tot mai mult atenţia spre studiul proprietăţilor fizice ale aştrilor, in special ale stelelor. • Începând cu secolul XX, astronomia profesională s-a împărţit în două domenii disticte de studiu: astronomie observaţională şi astrofizică teoretică. Primul consta în achiziţionarea de date (ceea ce implica şi costrucţia şi întreţinerea instrumentelor de observaţie), precum şi prelucrarea lor. Al doilea se ocupa cu studiul şi modelarea teoretică a fenomenelor fizice şi stabilirea unor predicţii care trebuie să fie în concordanţă cu observaţiile propriu-zise, pentru a deduce dacă modelul conceput este valid. Astfel, cele două domenii sunt complementare, în sensul că teoreticienii incearcă să explice pe cât posibil rezultatele observaţionale. • Stelele sunt globuri de plasmă gigantice aflate in echilibru hidrostatic, unde forta gravitationala este anulata de forta datorata unui gradient de presiune care actionează in sens opus. • Stelele stau la baza proceselor fizice din univers.

3. Structura şi evoluţia stelelor • Toate proprietăţile aştrilor sunt deduse studiind lumina provenită de la aceştia. • TEMĂ: vă puteţi gândi la alte surse de informaţie cu excepţia undelor electromagnetice? • Proprietăţi observabile (deductibile) ale stelelor: • Strălucirea (luminozitatea) • Culoarea • Spectrul • Masa • Raza (dimensiunile) • Nu există informaţie directă despre condiţiile fizice din interiorul stelelor (stelele sunt corpuri opace), cu excepţia helioseismologiei şi a studiului neutrinilor solari.

4. Structura si evolutia stelelor • Prin spectrul unui corp ceresc înţelegem totalitatea radiaţiilor sale electromagnetice dispuse în funcţie de lungimea de unda sau frecvenţa acestora.

5. Structura şi evoluţia stelelor Luminozitatea stelelor: Luminozitatea bolometrică (energia radiată totală) Bolometrul este un instrument care măsoară energia radiată în bandă largă (într-o gamă largă de frecvenţe, în special în domeniul infraroşu). Fλ= fluxul de energie radiată specific lungimii de undă λ Rs = raza stelei In condiţiile in care neglijăm prezenţa materiei interstelare, astronomii ar putea măsura: Pentru a obţine Lλ , astronomii trebuie să cunoască distanţa D până la stea, şi să corecteze absorbţia atmosferică şi cea din spaţiul interstelar.

6. Fluxul luminos (luminozitatea/supraf. incidentă) la distanţă: F1/F2=D22/D12 , D2>D1 sau L=1/D2

7. Temperatura suprafeţei stelelor • Determinarea directă a temperaturii suprafeţei stelelor: • Conform legii Stephan-Boltzmann, orice corp cu temperatura absolută diferită de 0K emite radiaţie în spectrul electromagnetic– putere emisivă: • Ecuaţia Stephan Boltzmann: Unde σ este constanta lui Stephan. Determinarea directă a lui Teff este rareori posibilă, deoarece dimensiunile exacte ale stelelor (raza Rs) sunt greu de obţinut. Excepţie fac cazurile sistemelor binare (stele duble) cu eclipsă şi stelele gigante foarte apropiate (raza acestora din urmă e măsurată prin interferometrie).

8. Temperatura suprafeţei stelelor • Legea lui Wien (legea de deplasare): • Wien a determinat experimental că: • Pentru un corp cu o temperatură dată, puterea spectrală de emisie, variază cu frecvenţa (respectiv lungimea de undă) şi prezintă un maxim pentru o anumita frecvenţă; • cu cât temperatura corpului creşte, poziţia acestui maxim se deplasează către frecvenţe mai mari, respectiv lungimi de undă mai mici (de ex. de la roşu spre violet). • Wien a stabilit o lege (empirică) asupra distribuţiei spectrale a energiei corpului negru, lege care arată că densitatea spectrală de energie a corpului negru, la o anumită temperatură este direct proporţională cu puterea a treia a frecvenţei radiaţiei. • Cu alte cuvinte, simplificând: • Totuşi, relaţia matematică a lui Wien nu se verifica experimental decât la frecvenţe mari. Max Planck a reuşit apoi să stabilească o lege a radiaţiei spectrale a corpului negru care să fie verificată experimental cu succes în toate regiunile spectrale. Pentru aceasta, el a pornit de la ipoteza că radiaţia termică este emisă de oscilatori elementari (atomi, molecule) în mod discontinuu, cu o energie ce reprezintă un multiplu întreg al unei valori elementare E=hν , numită cuantă de energie.(idee revoluţionară => fizica cuantică).

9. Pt. Soare:

10. Temperatura suprafeţei stelelor • Aplicaţii ale legii lui Plank: • Temă: se poate determina λmax Soare = 500 nm. Calculaţi T.

11. Magnitudinea aparentă: • Strălucirea aparentă a unui corp ceresc este definită prin “magnitudine aparentă”. în Grecia antică, aştrii au fost clasificaţi în funcţie de strălucirea lor aparentă după o scară de magnitudini, astfel: cele mai stralucitoare stele vizibile cu ochiul liber erau de magnitudinea 1, iar cele mai slab strălucitoare (aflate la limita vizibilitaţii cu ochiul liber) erau de magnitudinea 6. Stelele de un anumit grad de magnitudine erau considerate a fi de 2 ori mai strălucitoare decât gradul imediat superior numeric (scară logaritmica – ochiul uman răspunde după o funcţie logaritmică la intensitatea stimulilor, la fel ca şi celelalte sisteme de percepţie). Această clasificare s-a păstrat de-a lungul mileniilor fiind folosită de astronomi până astăzi, cu mici modificări. • In 1856, Pogson a reformat sistemul respectiv impunând ca o stea de magnitudinea 1 sa fie de 100 de ori mai stralucitoare decât o stea de magnitudinea 6. Deci o stea de o magnitudine dată este de 2,512 ori mai stralucitoare decât o stea de o magnitudine imediat superioară numeric. Numărul iraţional 2,512 este cunoscut şi ca nr. lui Pogson. Iniţial, scara lui Pogson a avut ca reper Steaua Polară, atribuindu-se acesteia magnitudinea 2. Ulterior s-a descoperit însă că Steaua Polară (de fapt un sistem binar de stele) este o stea variabilă(adică stralucirea ei variază ciclic in timp, variaţie nu foarte mare, dar totusi importantă). Acum pentru determinarea magnitudinii se folosesc anumite stele de referinţă, in funcţie de banda spectrală folosită. In sistemul modern, ca stea de referinţă pentru banda V (vizual) e folosită steaua Vega, α Lyrae, alaturi de alte 5 stele asemanatoare. Vega are magnitudinea aparenta 0,03. • Sistemul modern nu mai este limitat la cele 6 ordine de magnitudine sau numai pentru cazul luminii vizibile. Obiectele foarte strălucitoare au magnitudini aparente negative. De asemenea, magnitudinea totală aparentă se foloseşte şi pentru estimarea strălucirii obiectelor extinse, ce acoperă zone relativ mari pe cer (nebuloase, galaxii, roiuri de stele), nu numai pentru cele punctiforme (stele) – pt. a obţine, se integrează pe suprafaţă.Stelele sunt f. mici ca dimensiuni raportat la distanţa uriaşă ce ne separă de ele, de aceea ne apar punctiforme.

12. Astronomii care lucreaza in domeniul vizibil al spectrului EM folosesc deci raportari la o referinta dataca magnitudini. Aceasta deoarece este foarte dificil sa cuantificam exact energia primita de la o stea oarecare. Este mult mai usor sa estimam fluxul de energie primit de la o stea in domeniul vizibil al spectrului EM comparandu-l cu cel primit de la o stea de referinta studiata intens (cum este cazul stelei Vega, de exemplu). Diferenta poate fi exprimata prin formula:

13. Benzile spectrale utilizate pt. măsurători standard: Sistemul UBV(RI) : • Magnitudinea absolută: Prin definiţie este magnitudinea aparentă pe care o are un astru aflat la o distanţă prestabilită ca distanţă etalon faţă de observator: 10 parseci, în absenţa extincţiei atmosferice şi a mediului interstelar.

14. Structura şi evoluţia stelelor • Astronomii măsoară precis distanţele până la stelele apropiate (D<1000 a.l.) folosind efectul de paralaxă şi instrumente speciale la bordul unor sateliţi artificiali : ex. Misiunea Hipparcos. – astrometrie de precizie. • Unităţile de măsură utilizate pentru distanţele interstelare: • anul lumină: distanţa parcursă de luminăîn vid intr-un an (9460800000000 km). • parsecul : termen abreviat din “paralaxa de o secunda” şi reprezintă distanţa de la care semiaxa orbitei Terrei ar subintinde un unghi de 1 secundă (un parsec are 3,26 ani lumină); pentru comparaţie, discul lunii observat de pe Pământ subintinde aproximativ 30 minute de arc (jumătate de grad).

15. Proprietăţile stelelor. Relaţii • Relaţie empirică între temperatura suprafeţei şi culoare (de ex. B-V). • Relaţie empirică între clasa spectrală şi luminozitate. • Relaţie empirică masă-luminozitate (masa se deduce precis numai din studiul sistemelor binare) • Graficul care exprimă variaţia luminozităţii stelelor în funcţie de temperatura suprafeţei,culoare, clasă spectrală se cheamă diagrama Hertzsprung-Russel (numită şi diagramă culoare-magnitudine).

16. Relaţia empirică masă-luminozitate • L ~M3.5

17. Spectrul stelelor • Tipuri de spectru (regulile lui Kirchhoff): • Regula 1: un material opac incins emite un spectru continuu (ex. Filamentul unui bec). SPECTRU CONTINUU • Regula 2: un gaz transparent incins produce un spectru de emisie (caracterizat prin linii de emisie). Numărul şi culoarea acestor linii depinde strict de compoziţia chimică a gazului respectiv (ex: un neon). SPECTRU DE EMISIE • Regula 3: dacă un spectru continuu (provenind de la un corp solid, lichid, sau gaz sub presiune opac) trece prin alt gaz la o temperatură mai scăzută, gazul mai rece cauzează apariţia unor linii de absorbţie (închise prin contrast) în spectru. Numărul şi culoarea acestora variază în funcţie de compoziţia chimică a gazului, întocmai ca în cazul spectrului de emisie (aceleaşi elemente chimice produc aceleaşi linii de emisie, absorbţie). SPECTRU DE ABSORBŢIE

18. Spectrul stelelor • Tipuri de spectru (regulile lui Kirchhoff):

19. Tranziţii la nivel atomic • Emisia şi absorbţia fotonilor se datorează proceselor ce se desfăşoară la nivel atomic. Aceste procese sunt guvernate de mecanica cuantică. Astfel, avem: • Spectru discret de valori ale energiei pentru electroni legaţi (E<0) • Spectru continuu de energie pentru electroni liberi (E>0) • Sunt posibile următoarele interacţiuni între fotoni şi electroni: • Absorbţie • Emisie spontană • Emisie stimulată

20. Tranziţii la nivel atomic

21. Tipuri de spectru • TEMĂ: SOARELE PREZINTĂ UN SPECTRU DE ABSORBŢIE. DE CE? • TEMĂ: cum vă explicaţi apariţia liniilor de emisie (absorbţie). Exemplu Hα. Tranziţie electron de pe orbitalul n=3,4,5... pe n=2 (Serie Balmer). Tranziţie electron de pe orbitalul n=3,4,5... pe n=1 (Serie Lyman).

22. Clasele spectrale ale stelelorClasificarea stelelor în funcţie de spectru • Clasificarea spectrală Harvard a stelelor, în funcţie de temperatura suprafeţei: • Fiecare clasă prezintă subdiviziuni de la 0 la 9 (ex. Soarele e în clasa G2). Intre timp, s-au mai adaugat si alte clase noi: W – stele de tip Wolf-Rayet cu temperaturi pana la 70000K, L – stele cu masa insuficienta de hidrogen pentru a avea loc procese de fuziune (piticele brune), T – pitice brune mai reci, cu prezenta metanului in spectru, etc.

23. Clasificarea spectrală Harvard

24. Diagrama Hertzsprung-Russel

25. Clasificarea spectrală a stelelor, în funcţie de temperatura suprafetei si luminozitate - Morgan-Keenan • Clasificarea este făcută şi în funcţie de aspectul liniilor spectrale (de ex. intensitatea acestora), spre deosebire de cea ale Harvard. Aici se face o distinctie a stelelor gigante faţă de stelele din secvenţa principală de acelaşi tip spectral (sau aceeaşi Teff). • 0 = hipergigante (eta Carinae) • I = supergigante • Ia = supergigante f. luminoase (Deneb) • Ib = supergigante mai putin luminoase (Betelgeuse) • II = gigante stralucitoare • III = gigante • IV = subgigante • V = stele din secvenţa principală (medii, pitice) • VI = subpitice (rar folosită) • VII = pitice albe

26. Clasificarea spectrală a stelelor • Distribuţia spectrală a radiaţiei stelelor din secvenţa Harvard

27. Clasificarea spectrală a stelelor • Variaţia liniilor de absorbţie, în secvenţa Harvard, ca funcţie a Teff

28. Clasificarea spectrală a stelelor • Variaţia liniilor de absorbţie, în secvenţa Harvard, ca funcţie a Teff

29. Diagrama Hertzsprung-Russel

30. Formarea stelelor • Distribuţia materiei obişnuite din Galaxie: • 5x1011 mase solare în stele • 5x109 mase solare de gaz interstelar: • Plasmă încinsă de şocul exploziilor supernovelor (rămăşiţele supernovelor) • Gaz ionizat în urma radiaţiilor UV provenite de la stelele masive din jur • Nori de hidrogen neutru (40% din masa totală) • Nori moleculari reci (50% din masa totală)

31. Formarea stelelor • Norii moleculari giganţi • Materia primă din care se formează stelele şi sistemele planetare • Sunt foarte reci: au între 5 şi 50 Kelvin • Un nor molecular tipic are între 104 şi 106 mase solare • Conţine hidrogen molecular (H2) în proporţie de 70% • Heliu (29%) • Alte molecule (1%) – monoxid de carbon CO etc. • Densităţile variază de la 100 până la > 1000000 molecule H2 /cm3 TEMA: cum pot fi detectaţi norii moleculari? (radiaţia cu λ=21cm)

32. Formarea stelelor • Anumite zone din norii moleculari încep să se fragmenteze, se formează “nuclee” în care materialul începe să se aglomereze sub acţiunea gravitaţiei. • Acest lucru se poate întâmpla atunci când norul este traversat de unde de şoc provenite de la explozia unei supernove din apropiere, sau alte perturbaţii produse de corpurile masive din jur • nebuloasa iniţială incepe să se fragmenteze, iar nucleele să se micşoreze, materia din interior devenind tot mai densă. • Procesul acesta continuă până când în interiorul “nucleelor” de materie astfel formate presiunea şi temperatura gazului ating valori suficient de mari pentru ca să aibă loc fuziuni nucleare. Astfel se naşte o stea, sau un chiar un roi de stele . • Majoritatea stelelor se formează în grupuri, roiuri. • O parte din energia gravitaţională este eliberată la început în infraroşu. În acest stadiu, steaua în formare este considerată ca fiind din pre-secvenţa principală, şi este numităprotostea. Din momentul când începe fuziunea nucleară, colapsul gravitaţional încetează, forţa de gravitaţie fiind echilibrată de forţa de expansiune rezultatăîn urma fuziunilor nucleare. Hidrogenul din interiorul stelei începe să se transforme în deuteriu, apoi in heliu, eliberându-se cantităţi enorme de energie – pierdere de masă (reacţii de nucleosinteză). Steaua “a prins viaţa”, şi de acum se încadreaza în secvenţa principală.

33. Formarea stelelor • Foarte multe dintre protostele nu ajung sa devina stele, din cauza cantitatii mici de gaz din care sunt formate. Acestea devin stele pitice brune, stele ce nu emit decat radiatie infrarosie. • Totul depinde acum de cat de mult gaz este formata protosteaua: daca masa gazului este asemanatoare cu cea a Soarelui, protosteaua se va transforma in stea in 10 miloane de ani; daca masa protostelei este de minim 15 ori mai mare decat masa Soarelui, aceasta va deveni o stea giganta in doar 100.000 de ani.

34. Formarea stelelor

35. Evoluţia stelelor • Secvenţa principală din diagrama HR pune în evidenţă dependenţa luminozităţii (şi a celorlalte caracteristici ale stelelor) în funcţie de masa acestora, vârsta acestora fiind nesemnificativă din acest punct de vedere. • Secvenţa principală este o secvenţă de masă, şi nu o secvenţă de timp • Evoluţia stelelor este strâns legată de masa acestora. • Toate proprietăţile unei stele sunt dictate de masa acesteia.

36. Evoluţia stelelor • Stelele din secvenţa principală se află în echilibru dinamic (forţa gravitaţională e contrabalansată de forţa degajată de fuziunile nucleare din nucleul acestora) • Cu cât stelele sunt mai masive (mai grele), cu atât sunt mai strălucitoare (produc şi degajă mai multă energie) • O creştere mică de masă conduce la o creştere mult mai semnificativă a luminozităţii (relaţia masă-luminozitate) • Stelele masive sunt foarte strălucitoare • Mai multă masă => • Forţă de compresie mai mare (datorată gravitaţiei) • Presiuni şi temperaturi mai înalte în miezul stelei • Rată de fuziune (nucleosinteză) mai ridicată • Luminozitate crescută

37. Evoluţia stelelor • Stelele cu masa mică (piticele roşii) • Ce se intampla cu stelele acestea nu se cunoaste in mod direct, pentru ca durata de viata este mai mare decat varsta actuala a universului. Nu s-a putut observa o asemnea stea la sfarsitul vietii. • Toate informatiile despre moartea acestor stele vin din simularile facute pe calculator. • In nucleul stelelor cu masa mai mica de 0,4 mase solare procesul de fuzine a heliului nu poate incepe, dupa terminarea rezervei de hidrogen. Aceste stele se vor raci treptat si vor ramane in acest stadiu peste 100 de miliarde de ani.

38. Evoluţia stelelor • Stelele asemănătoare Soarelui (~1 masă solară)

39. Evoluţia stelelor • Stelele asemănătoare Soarelui (~1 masă solară) • Reacţiile în lanţ proton-proton în miezul stelei: 1H + 1H → 2H + e+ + νe e+ + e− → 2 ν 2H + 1H → 3He +ν 3He +3He → 4He + 1H + 1H + E

40. Evoluţia stelelor • Stelele asemănătoare Soarelui (~1 masă solară) • În cadrul secvenţei principale, steaua rămâne stabilă o perioadă îndelungată – există un mecanism de feedback ce reglează producţia de energie. • Colapsul gravitaţional este împiedicat (steaua se menţine în echilibru dinamic de presiunea gazului ionizat din interior, ce urmeză legea gazului ideal): pv=nRT, sau pv=NkT. • Pe măsură ce steaua îşi consumă rezervele de hidrogen, în centrul acesteia se acumulează un nucleu format din heliu, în exteriorul acestuia desfăşurându-se în continuare procesele de fuziune nucleară proton-proton. • Sfârşitul secvenţei principale: după 10 miliarde de ani. Nucleul de heliu începe să se contracte din ce în ce mai rapid, reacţiile nucleare proton-proton continuă totuşi într-un înveliş în jurul nucleului.

41. Evoluţia stelelor • Stelele asemănătoare Soarelui (~1 masă solară) • Iniţial, temperatura nucleului este prea mică pentru fuziunea heliului, dar contracţia nucleului eliberează energie gravitaţională, cauzând creşterea temperaturii nucleului şi a învelişului acestuia, accelerând reacţiile nucleare din înveliş. • Producţia crescută de energie generează presiune exterioară ridicată şi provoacă expansiunea suprafeţei stelei. Atmosfera stelei va creşte cu un factor de 200 de ori, şi se va răci, culoarea acesteia fiind acum roşie. Cu toate acestea, suprafaţa stelei fiind acum mult mai mare, luminozitatea sa va fi mare. • După încă aproximativ un milion de ani, presiunea şi temperatura nucleului ajung suficient de mari pentru fuziunea heliului. • In nucleul stelei, heliul începe să fuzioneze (să se transforme) în carbon. • Acest stadiu de evoluţie va duraîncă 1 miliard de ani. • Mecanismul iniţial de feedback este compromis, deoarece steaua prezintă acum un nucleu de gaz degenerat, ce se comportă cu totul altfel decât gazul obişnuit. • Schimbarea sursei de energie duce la o instabilitate a stelei, şi aceasta începe să se măreasca şi să se micşoreze, uneori chiar violent. Atmosfera exterioară a stelei este expulzată în spaţiu, fiind emis un flux continuu de particule incărcate (electroni si protoni) - vânt solar puternic. • Aceste stele îşi variază periodic strălucirea (sunt stele variabile) şi se numesc stele de tip "Mira", sau stele de "tip târziu".

42. Evoluţia stelelor • Stelele asemănătoare Soarelui (~1 masă solară) • Gazul expulzat în urma vântului solar şi schimbărilor de diametru, este bogat în elemente mai grele, printre care oxigen şi carbon. • Din gazul expulzat în jurul stelei se formeaza o anvelopă circumstelară (o “gogoaşă de gaz”) ce se măreste continuu şi se îndepartează treptat de stea. • Pulsaţiile stelei, uneori foarte violente, fac ca anvelopa de gaz să ia forme foarte interesante. Astfel se formează "nebuloasele planetare“. • Steaua nu va putea fuziona mai departe elemente mai grele decât carbonul, şi nucleul acesteia va suferi în cele din urmă un colaps final, atmosfera sa fiind expulzată în spaţiu. • În final, steaua va ajunge o pitică albă alcătuită din materie degenerată (gaz degenerat), cu dimensiunile Pământului, şi cu o densitate foarte mare (1 milion de grame pe cm cub).

43. Evoluţia stelelor • Stelele asemănătoare Soarelui (~1 masă solară)

44. Evoluţia stelelor • Stelele asemănătoare Soarelui (~1 masă solară)

45. Evoluţia stelelor • Materie degenerată • Contracţia nucleului stelar cauzează creşterea presiunii într-atât încât atunci când temperatura este suficient de mare pentru fuziunea heliului, miezul stelei se află deja într-o stare de degenerare electronică. Degenerarea se datorează principiului de excluziune al lui Pauli, ce împiedică mai mulţi electroni să ocupe nivele de energie identice (nu pot avea aceeaşi stare cuantică). Într-o stare degenerată, electronii nu prea au libertate de mişcare, nivelele atomice de energie fiind toate ocupate, neputând fi forţaţi să aibă aceeaşi stare cuantică cu alţi electroni. Aceasta generează o presiune conform principiului de excluziune al lui Pauli (o rezistenţă din ce în ce mai sporită a gazului respectiv la contracţie), practic independent de temperatura la care se află acesta (chiar şi la temperaturi apropiate de zero absolut). Gazul degenerat nu respectă legile gazului ideal (de ex.: odată cu scăderea temperaturii, scade şi presiunea la un gaz obişnuit).

46. Evoluţia stelelor • Stele masive (masa mai mare de 6 mase solare) • Stelele masive parcurg secvenţa principală mult mai rapid decât cele mai puţin masive (în esenţă, combustibilul nuclear se consumă mult mai repede şi stelele evoluează mai repede – au o durată de viaţă mult mai mică) t<109 ani t~M/L~M/M3,5=M-2,5

47. Evoluţia stelelor • Stele masive (masa mai mare de 6 mase solare) • După terminarea hidrogenului disponibil, acestea continuă să fuzioneze în miezul lor şi elemente mai grele decât carbonul, până la siliciu, rezultând în cele din urmă un nucleu de fier, şi devin supergigante roşii. • Steaua are acum o structură stratificată, straturile fiind alcătuite din elementele fuzionate, în ordine. • După aceasta, însă, cantitatea de energie eliberată în urma fuziunilor nucleare este mai mică decât cea necesară pentru susţinerea procesului de nucleosinteză – reacţia devine endotermă (nucleul de fier este cel mai stabil dintre toate elementele, şi reprezintă “bariera” dintre fuziune şi fisiune). Fuziunea în nucleul stelei se opreşte brusc şi stelele nu mai pot balansa (evita) colapsul gravitaţional.

48. Evoluţia stelelorStelele masive

49. Evoluţia stelelor • Stelele masive: • În etapele de trecere de la fuziunea unui element la cea a unui element mai greu, steaua prezintă variaţii mari de luminozitate (dimensiuni). • În ultimele etape de fuziune, steaua pulsează, expulzează material în mediul interstelar şi descrie un traseu zig-zag în diagrama HR. Steaua devine o variabilă pulsantă numită Cepheidă (denumirea vine de la steaua δ Cephei). • Aceste stele sunt folosite ca “lumânări standard”, deoarece există o corelaţie între luminozitate şi perioada de pulsaţie.

50. Evoluţia stelelor • Stelele masive: