Astronomie stelară

Spectre stelare

Spectrul unei stele conține informații despre temperatura, compoziția chimică și luminozitatea intrinsecă. Spectrograme fixate cu un spectrograf de fanta constau dintr-o succesiune de imagini ale fantei în lumina stelei la lungimi de undă succesive. O rezoluție spectrală adecvată (sau dispersie) ar putea arăta stelei să fie un membru al unui sistem binar apropiat, în rotație rapidă sau să aibă o atmosferă extinsă. Determinarea cantitativă a compoziției sale chimice devine apoi posibilă. Inspecția unui spectru de înaltă rezoluție a stelei poate dezvălui dovezi ale unui câmp magnetic puternic.

chestionare

Stele: explozii în spațiu

Care este numele unei „stele pulsante”?

Spectrul liniei

Liniile spectrale sunt produse prin tranziții de electroni în atomi sau ioni. Pe măsură ce electronii se deplasează mai aproape de sau mai departe de nucleul unui atom (sau al unui ion), energia sub formă de lumină (sau o altă radiație) este emisă sau absorbită. Liniile galbene D de sodiu sau liniile H și K de calciu ionizat (văzute ca linii de absorbție întunecate) sunt produse prin salturi cuantice discrete de la cele mai scăzute niveluri de energie (stări sol) ale acestor atomi. Liniile vizibile de hidrogen (așa-numita serie Balmer; vezi seria de linii spectrale), însă, sunt produse prin tranziții de electroni în atomi în cel de-al doilea nivel de energie (sau prima stare excitată), care se află mult peste nivelul solului în energie. Numai la temperaturi ridicate, un număr suficient de atomi este menținut în această stare prin coliziuni, radiații și așa mai departe, pentru a permite un număr apreciabil de absorbții. La temperaturile scăzute ale suprafeței unei stele pitice roșii, puțini electroni populează al doilea nivel de hidrogen și, astfel, liniile de hidrogen sunt slabe. În schimb, la temperaturi foarte ridicate - de exemplu, a suprafeței unei stele uriașe albastre - atomii de hidrogen sunt aproape toate ionizați și, prin urmare, nu pot absorbi sau emite nicio radiație de linie. În consecință, se observă doar linii slabe de hidrogen întunecat. Caracteristicile caracteristice ale metalelor ionizate, cum ar fi fierul sunt adesea slabe în astfel de stele mai fierbinți, deoarece tranzițiile de electroni corespunzătoare implică niveluri de energie mai ridicate, care tind să fie mai puțin populate decât nivelele inferioare. Un alt factor este acela că „nebunia” generală sau opacitatea atmosferelor acestor stele fierbinți este mult crescută, ceea ce duce la diminuarea atomilor în straturile stelare vizibile capabile să producă liniile observate.

Spectrul continuu (diferit de linie) al Soarelui este produs în principal prin fotodisocierea ionilor de hidrogen încărcați negativ (H ^-), adică, atomi de hidrogen la care un electron suplimentar este atasat. În atmosfera Soarelui, atunci când H ^- este distrusă ulterior prin fotodisociere, poate absorbi energie la oricare dintre o gamă întreagă de lungimi de undă și, astfel, produce o gamă continuă de absorbție a radiațiilor. Principala sursă de absorbție a luminii în stelele fierbinți este fotionizarea atomilor de hidrogen, atât de la nivelul solului, cât și de la nivelurile superioare.

Analiza spectrală

Procesele fizice din spatele formării spectrelor stelare sunt suficient de bine înțelese pentru a permite determinarea temperaturilor, densităților și compozițiilor chimice ale atmosferelor stelare. Steaua studiată cel mai extins este, desigur, Soarele, dar multe altele au fost, de asemenea, cercetate în detaliu.

Caracteristicile generale ale spectrelor de stele depind mai mult de variațiile de temperatură ale stelelor decât de diferențele lor chimice. Caracteristicile spectrale depind, de asemenea, de densitatea materiei atmosferice absorbante, iar densitatea la rândul său este legată de gravitația de suprafață a unei stele. Stelele pitice, cu gravitații mari de suprafață, tind să aibă densități atmosferice ridicate; giganții și supergiganții, cu gravitații de suprafață reduse, au densități relativ mici. Liniile de absorbție a hidrogenului oferă un exemplu. În mod normal, un atom nedisturbat radiază o linie foarte îngustă. Dacă nivelul său de energie este perturbat de particulele încărcate care trec în apropiere, acesta radiază la o lungime de undă în apropierea lungimii de undă caracteristice. Într-un gaz fierbinte, gama de perturbări a liniilor de hidrogen este foarte mare, astfel încât linia spectrală radiată de întreaga masă de gaz este răspândită considerabil; cantitatea de estompare depinde de densitatea gazului într-un mod cunoscut. Stelele pitice, cum ar fi Sirius, prezintă caracteristici largi de hidrogen cu „aripi” extinse în care linia se estompează lent pe fundal, în timp ce stelele superbe, cu atmosfere mai puțin dense, afișează linii de hidrogen relativ înguste.