Wikipèdia

Tipe espectrau

Lo tipe espectrau es un sistèma de classificacion deis estelas basat sus lei caracteristicas de lor espèctre electromagnetic d'emission. Desvolopat a partir de la segonda mitat dau sègle XIX, permet d'esplechar una caracteristica relativament aisada de mesurar a partir de la Tèrra. Sa premiera version foguèt imaginada per l'astronòm italian Angelo Secchi en 1866. Lo sistèma foguèt melhorat per la còla d'Henry Draper e menèt a la classificacion actuala. Lo diagrama de Hertzsprung-Russell, inventat au començament deis ans 1910, confiermèt l'interès de l'estudi dei tipes espectraus per determinar lei caracteristicas generalas d'una estela.

Istòria

modificar

En 1866, l'astronòm italian Angelo Secchi (1818-1878) prepausèt un sistèma de classificacion fondat sus lei caracteristicas deis espèctres d'emission deis estelas[1][2]. Premiera classificacion dau genre, èra basada sus tres classas definidas per la color aparenta deis estelas. Foguèt completat en 1868 e en 1877 après la descubèrta d'autrei grops d'estelas.

Aqueu metòde foguèt desvolopat a la fin dau sègle XIX per Henry Draper (1837-1882). A sa mòrt, sei recèrcas foguèron perseguidas per Edward Charles Pickering (1846-1919) que fisèt la màger part dau trabalh de classificacion a una còla constituïda a l'entorn de Williamina Fleming (1857-1911), d'Annie Jump Cannon (1863-1941) e d'Antonia Maury (1866-1952). Aquò menèt, entre 1918 e 1924, a la publicacion dau catalòg Henry Draper que contèn aperaquí 225 000 estelas. Durant aqueu trabalh, foguèt definida la classificacion de Harvard qu'es basada sus de rais d'absorpcion caracteristicas d'una temperatura de superficia deis estelas e estacats a una color convencionala. Lo sistèma originau aviá 8 classas notadas per de letras (O, B, A, F, G, K e M) mai d'autrei categorias foguèron pauc a pauc apondudas en foncion dei descubèrtas. De notacions suplementàrias foguèron tanben creadas per portar de precisions sus certanei particularitats.

Enterin, lo diagrama de Hertzsprung-Russell, inventat entre 1911 e 1913 per Ejnar Hertzsprung (1873-1967) e Henry Norris Russell (1877-1957), aviá demostrat l'interès d'estudiar la color d'una estela per descriure sei proprietats generalas e son evolucion. Ansin, la recèrca dau tipe espectrau d'una estela venguèt una mesura comuna en astronomia.

La classificacion actuala

modificar

Leis estelas ipergigantas

modificar

Leis estelas LBV

modificar
Article detalhat: Variabla luminosa blava.

Leis estelas variablas luminosas blavas son d'estelas ipergigantas fòrça raras. Son generalament enviroutadas per de nebulosas e presentan una variacion de luminositat mai ò mens regularas. Descubèrta en 1953, aqueleis estelas pòdon agantar una massa de l'òrdre de 150 massas solaras e una luminositat superiora a un milion de Soleu. Son foncionament es encara mau conegut. Lei LBV podrián èsser d'estelas jovas qu'evacuan un excès de massa per de mecanismes mai ò mens explosius que serián a l'origina dei nebulosas. S'aquela ipotèsi es corrècta, leis estelas de Wolf-Rayet serián l'evolucion dei LBV [3][4].

Leis estelas W (ò WR)

modificar
Article detalhat: Estèla Wolf-Rayet.

Leis estelas Wolf-Rayet son egalament un autre tipe rar d'estelas que correspòdon a d'estelas caudas aguent de massas de plusors desenaus de massas solaras. Son enviroutadas per una nebulosa qu'empacha una mesura dirècta de l'espèctre d'emission de l'estela. Dins la classificacion espectrala, son donc caracterizadas per la notacion W ò WR seguida per una letra que precisa la natura dei rais dominantas dins l'espèctre de l'ensemble (C per lo carbòni, N per l'azòt, O per l'oxigèn...).

Lei tipes istorics

modificar

Lo tipe O

modificar
Articles detalhats: Supergiganta blava, Giganta blava e Estela blava de la sequéncia principala.

Leis estelas de tipe O son fòrça caudas e luminosas e an una color blava[5]. Presentan de rais d'èli intensas e de rais d'idrogèn relativament feblas e emeton en realitat principalament dins l'ultraviolet. Correspòndon generalament a d'estelas gigtantas e supergigantas que libèran una quantitat considerabla d'energia. Son benlèu lo resultat de l'evolucion deis estelas Wolf-Rayet. D'un biais generau, leis estelas de tipe O an una durada de vida corta car agotan rapidament sei resèrvas d'idrogèn e evolucionan per venir de supergigantas rojas.

Lo tipe B

modificar
Articles detalhats: Giganta blava e Estela blanc-blau de la sequéncia principala.

Leis estelas de tipe B son d'estelas luminosas e caudas de color blava qu'an una durada de vida relativament corta. Pasmens, sa temperatura de superficia es pus febla. Son espèctre es caracterizat per de rais d'èli neutre e de rais d'idrogèn pron febles. Coma leis estelas de tipe O, libèran una gròssa quantitat d'energia que netetja rapidament son environament e elimina lei traças de la nebulosa a l'origina de la formacion de l'estela.

Lo tipe A

modificar
Articles detalhats: Supergiganta blanca e Estela blanca de la sequéncia principala.

Leis estelas de tipe A son generalament d'estelas blancas de la sequéncia principala mai d'estelas supergigantas pòdon aver una color blanca. Per exemple, es lo cas de Deneb (20 massas solaras). L'espèctre deis estelas d'aquela classa a de rais d'idrogèn intensas e mòstra una preséncia febla de metaus ionizats. Sirius, Vega e Deneb son d'estelas caracteristicas dau tipe A.

Lo tipe F

modificar
Article detalhat: Estela jaune-blanc de la sequéncia principala.

Leis estelas de tipe F son d'estelas encara relativament luminosas que tènon una temperatura de superficia situada entre 6 000 e 7 200 K. Son generalament d'estelas de la sequéncia principala coma Upsilon Andromedae A, Canopus, Procyon A e Polaris. Seis espèctres son caracterizats per de rais d'idrogèn pus febles que leis estelas de tipe A e una preséncia pus marcada de metaus neutres e ionizats (fèrre, calci, magnèsi...).

Lo tipe G

modificar
Articles detalhats: Supergiganta jauna e Nana jauna.

Leis estelas de tipe G son ben coneguda car lo Soleu fa partida d'aquela categoria. Tèn de rais d'idrogèn encara pus feblas que leis estelas de tipe F e de rais de metaus ionizats ò neutres. En particular, lei rais dau calci e dau potassi son ben marcadas. Tanben, es possible d'identificar de rais moleculars fòrtas que correspòndon a de liasons CH, CN, CC ò OH. Sa temperatura de superficia se situa entre 5 000 e 6 000 K.

  •  
    Espèctre d'una estela de tipe G
  •  
    Lo Soleu
  •  
    Autra fotografia dau Soleu

Lo tipe K

modificar
Articles detalhats: Giganta roja e Nana arange.

Leis estelas de tipe K son d'estelas de color arange que presentan de rais d'idrogèn febles (e de còps inexistents), de rais de metaus ionizats e neutres e de rais que correspòndon a de compausats moleculars (CH, CN, CO, TiO...). La temperatura de superficia d'aqueleis estelas es de l'òrdre de 4 000 K. Leis estelas que fan partida d'aquela categoria an de natura variada. Pòdon èsser d'estelas de la sequéncia principala pus freja que lo Soleu ò de gigantas rojas relativament caudas.

Lo tipe M

modificar
Articles detalhats: Supergiganta roja, Giganta roja e Nana roja.

Leis estelas de tipe M son un ensemble d'estelas amb de temperaturas de superficia bassas, generalament situadas entre 2 500 e 3 900 K. Pasmens, aquela classa recampa d'objèctes de talha variabla anant dei nanas rojas ai supergigantas rojas. Son leis estelas pus frequentas de l'Univèrs mai son rarament visiblas dins lo cèu nuechenc. Seis espèctres comprènon de rais moleculars nombrós, de rais metallics neutres e de rais de monoxid de titani intens. En revènge, lei rais d'idrogèn son generalament absents.

Lei nanas brunas (tipes L, T et Y)

modificar
Article detalhat: Nana bruna.

Tres classas suplementàrias son estadas creadas per classar lei tipes espectraus dei nanas brunas. Lo tipe L correspònd a d'objèctes de color roge sorn e una temperatura de superficia situada entre 1 300 e 2 000 K. Sei gas son pron fregs per permetre l'existéncia d'idrurs metallics e de metaus alcalins que predominan dins son espèctre. Lo tipe T correspònd a d'objèctes amb una temperatura de superficia situada entre 750 e 1 200 K. Sa massa permet unicament de reaccions de fission nucleara e seis emissions de lutz visibla son fòrça feblas. Son espèctre pòu ansin contenir de compausats moleculars coma lo metan. Enfin, la classa Y correspònd a de nanas brunas fòrça frejas amb una temperatura de superficia inferiora a 750 K. Son espèctre es caracterizat per la preséncia d'amoniac e aqueleis objèctes presentan probablament de similituds importantas amb lei planetas gigantas gasosas.

  •  
    Vista d'artista d'una nana bruna de tipe L
  •  
    Vista d'artista d'una nana bruna de tipe T
  •  
    Vista d'artista d'una nana bruna de tipe Y

Leis estelas carbonadas (classas R, N, S e C)

modificar
Article detalhat: Estela carbonada.

Leis estelas carbonadas forman lei classas R, N, S e C. Una estela carbonada es una estela giganta que contèn una proporcion importanta de carbòni. Son l'objècte d'una classificacion especifica car correspòndon a d'etapas particularas de l'evolucion d'una estela. D'efiech, leis estelas contenent d'elements pesucs son d'estelas en fin de vida generalament de color roge sorn ò roge sang. Sa temperatura de superficia es compresa entre 2 000 e 3 000 K. La classificacion es estada l'objècte de reformas recentas amb la creacion de la classa C que fusiona lei classas R e N.

Leis estelas de classa S ocupan una plaça intermediària entre aquelei dei classas M e C. Son espèctre presenta de rais de monoxid de zircòni e de compausats complèxs[6]. Leis estelas de la classa C an una temperatura de superficia encara pus febla que permet la formacion de compausats encara pus complèxs dins lor atmosfèra coma l'etilèn C2H2, lo carbòni diatomic C2 ò lo cianur d'idrogèn HCN[7]. Leis estelas de classas S e C pòdon contenir una quantitat importanta d'oxigèn car es lo produch de certanei reaccions de fusion que se debanan durant lei darriereis etapas de la vida d'una estela.

Lei nanas blancas

modificar
Article detalhat: Nana blanca.

Lei nanas blancas son designadas per la letra D dins la classificacion deis espèctres. Plusors sosclassas existisson per precisar de particularitats de l'espèctre : DA per una preséncia importanta d'idrogèn, DB per una preséncia d'èli neutre, DO per una preséncia d'èli ionizat, DQ per una preséncia de carbòni e DZ per una preséncia de metaus. DC es utilizat per indicar l'abséncia deis elements de precision precedents e DX per indicar un espèctre insufisent per definir una categoria pus precisa.

Annèxas

modificar

Liames intèrnes

modificar

Bibliografia

modificar
  • (en) H. Karttunen (dir.), P. Kröger (dir.), H. Oja (dir.), M. Poutanen (dir.) etK. J. Donner (dir.), Fundamental Astronomy, Springer Verlag, 2003.

Nòtas e referéncias

modificar
  1. ↑ (fr) P. Secchi, « Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires », Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences, vol. 63,‎ 1866, pp. 364–368.
  2. ↑ (fr) P. Secchi, « Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles », Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences, vol. 63,‎ 1866, pp. 621–628.
  3. ↑ (en) Edwin Hubble e Allan Sandage, « The Brightest Variable Stars in Extragalactic Nebulae. I. M31 and M33 », The Astrophysical Journal, vol. 118, 1953, pp. 353-361.
  4. ↑ (en) Nathan Smith e Stanley Owocki, « On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars and Population III Stars », Astrophysical Journal, vol. 645,‎ 2006, p. L45.
  5. ↑ Per exemple, Delta Orionis a una temperatura de superficia estimada a 35 000 K.
  6. ↑ (en) Gerry A. Good, Observing Variable Stars, Springer, 2003, p. 77.
  7. ↑ (en) R. D. McClure, « The Carbon and Related Stars », Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol. 79,‎ 1985, p. 277.
Recuperada de « https://oc.wikipedia.org/w/index.php?title=Tipe_espectrau&oldid=2383605 »