Articol despre spectroscopie la stele exotice Wolf-Rayet de Daniel Bertesteanu

O frumoasa iesire sub cerul instelat cu o cale lactee imperiala in noaptea de 29 spre 30 Iunie 2019
1 iulie 2019
O noua iesire sub stele a Astroclubului Bucuresti
7 iulie 2019

Articol despre spectroscopie la stele exotice Wolf-Rayet de Daniel Bertesteanu

Iata un articol despre spectroscopie la stele exotice scris de Astrocolegul nostru Daniel Bertesteanu.

Spectroscopie la stele de tip Wolf-Rayet

În anul 1867 astronomii francezi Charles Wolf și Georges Rayet observă în constelația Lebăda trei stele la care profilul spectral era diferit față de ce știau până atunci. În timp ce majoritatea stelelor prezintă un spectru continuu în care există din loc în loc linii de absorbție, în spectrul continuu al celor 3 stele analizate de Wolf și Rayet se găseau numeroase linii de emisie. În următorii ani au fost descoperite și alte stele cu profile spectrale asemănătoare- denumite ulterior stele Wolf-Rayet- dar natura acestor linii de emisie a rămas necunoscută.

Pe 18 august 1868, în timpul unei eclipse de Soare vizibilă din India1, astronomul francez Jules Janssen efectuează primele observații spectroscopice la proeminențele solare și descoperă că sunt parte din Soare (și nu din Lună așa cum se credea) și că sunt alcătuite în principal din hidrogen. Pe lângă aceasta, Janssen descoperă o linie galbenă, intensă, necunoscută nici unui element chimic de până atunci2. Timp de 2 săptămâni Janssen continuă să observe morfologia și evoluția protuberanțelor solare iar pe 19 septembrie trimite din Concanada3 o scrisoare cu concluziile observațiilor. Scrisoarea ajunge la Academia Franceză de Științe cu întârziere, abia pe 22 octombrie 1867.4

La 8000 km depărtare, pe 20 octombrie, din Londra, astronomul Norman Lockyer observă în spectrul solar o linie galbenă misterioasă (aceeiași cu cea observată în august de Janssen). Neștiind ce ar putea fi îi scrie chimistului Edward Frankland care îi sugerează că ar putea fi vorba despre un element chimic necunoscut încă și căruia decid să-i pună numele helium (heliu)5. Scrisoarea cu descoperirea lui ajunge la Academia Franceză tot pe 22 octombrie4 și este primită cu îndoială de comunitatea științifică. Existența unor elemente chimice noi în stele și care nu se regăsesc pe Pământ era de neconceput.

Abia 27 de ani mai târziu, în 1895 Sir William Ramsay a reușit să izoleze heliul terestru iar povestea întortocheată a acestor linii se încheie fericit: Wolf și Rayet au confirmarea că liniile de emisie observate de ei la cele 3 stele din Cygnus sunt caracteristice heliului iar Lockyer realizează că în comunitatea științifică descoperirile și ideile circulă cu dificultate motiv pentru care în 1869 decide înființarea jurnalului “Nature”.6

Proprietățile stelelor Wolf-Rayet:

Stelele Wolf-Rayet sunt stele exotice foarte luminoase și cu existență scurtă (<1-2 milioane de ani)7 și reprezintă un stadiu târziu al evoluției celor mai masive și mai luminoase stele din galaxia noastră- stelele de tip OB.. Stelele Wolf-Rayet au suprafețe extrem de fierbinți (>50000°K) și generează un vânt stelar deosebit de intens (> 2000 km/sec)8 ce duce la pierderea unei cantități considerabile de material sub formă de ejecții de gaz (~10-610-5 M/an)9 care vor forma în jurul lor nebuloase de emisie cu formă sferoidală cum ar fi Sharpless 308, NGC 2359-Thor’s Helmet, NGC 6888Crescent Nebula sau NGC 7635- Bubble Nebula.

Stelele Wolf-Rayet joacă un rol foarte important deoarece prin vântul stelar generat sunt o sursă majoră de energie cinetică în norii moleculari contribuind la formarea de noi stele și injectarea de elemente chimice în mediul interstelar. De asemenea, aceste stele joacă un rol dominant în evoluția galaxiilor din care fac parte și sunt considerate precursori atât pentru supernovele de tip Ib și Ic10 cât și pentru unele explozii de raze gamma11.

În galaxia noastră stelele Wolf-Rayet sunt foarte rare. Acest lucru este legat de durata lor scurtă de viață și de condițiile inițiale necesare formării precursorilor lor- stelele OB. Raritatea acestor stele și existența lor “efemeră” explică de ce supernovele de tip Ib sunt mai puțin frecvente decât cele de tip II. Majoritatea stelelor Wolf-Rayet se întâlnesc la latitudini galactice mici și nu sunt distribuite uniform, fiind mai abundente în zonele Carina-Săgetător-Scorpion și Lebăda-Cefeu, în timp ce în partea opusă a centrului galactic (Orion-Taur-Auriga) ele par a fi inexistente12. Până în luna martie 2019 în galaxia noastră se cunoșteau 661 de stele Wolf-Rayet13 dar în ciuda luminozității lor extraordinare, aceste stele sunt departe de noi (majoritatea la mai mult de 6000 de ani lumină)12 și emit mai ales în ultraviolet, singurele vizibile cu ochiul liber fiind γ Velorum și θ Muscae care se pot observa din emisfera sudică.

Analiza spectrelor:

În funcție de predominanța anumitor linii de emisie în spectrul lor, stelele Wolf-Rayet se clasifică în stele WN și stele WC. La primele se întâlnesc linii abundente de azot și heliu iar la celelalte predomină liniile de carbon, heliu și oxigen.

Cele 9 stelele Wolf-Rayet analizate de noi au fost următoarele: HD 211853, HD 192103, HD 192163 (asociată cu NGC 6888– Nebuloasa Crescent), HD 192641, HD 193077, HD 193576, HD 193793, HD 214419 și HD 219460. În profilele lor spectrale se observă un continuum în care din loc în loc există linii mai strălucitoare-linii de emisie- specifice diferitelor stări de ionizare a heliului, carbonului și hidrogenului. Temperatura ridicată a stelelor Wolf-Rayet generează fotoni cu energie mare (UV) care ionizează materia gazoasă ejectată de vântul stelar intens ducând la aparița liniilor spectrale de emisie caracteristice elementelor chimice ajunse la exterior. Astfel aceste stele expun strat după strat, etape succesive din interiorul lor în care a avut loc fuziunea elementelor14 pornind de la hidrogen, trecând prin heliu, carbon, oxigen, neon, siliciu și terminând cu fierul. În spectrele noastre cele mai intense linii de emisie sunt în albastru la 4650Å pentru CIII, în verde la 5411 pentru HeI și la 5808Å pentru CIV și în roșu la 6560/6563Å pentru heliu și hidrogen. Doar la stelele HD 211853 și HD 193077 se evidențiază linia specifică azotului de la 7109Å.

Detalii tehnice:

Pentru obținerea spectrelor am folosit un telescop newtonian de 200 mm diametru/F5 pe o montură ecuatorială Heq5 Pro. Cadrele au fost trase printr-o cameră monocromă QHY 163M la care am atașat un spectroscop Star Analyser 100. Controlul întregului setup și desfășurarea sesiunilor de captură fost realizat cu programul Hyperion Prism Advanced iar extragerea și analiza profilelor spectrale cu RSpec. Expunerile au variat între 20-60 secunde în funcție de magnitudinea stelei țintă.

Procedura de lucru:

Capturile raw au fost procesate în programul BASS astfel:

– aliniere și stacking- pentru creșterea raportului SNR;

– calibrare în RSpec- inițial pe o stea de de tip A0V (Vega) pentru determinarea coeficientului de dispersie; stelele din această clasă au profile de absorbție ale hidrogenului foarte ușor de identificat și sunt ideale pentru calibrare; coeficientul de dispersie rămâne același pentru toată seria de capturi câtă vreme setup-ul nu este dezasamblat;

– obținerea curbei de răspuns a instrumentului;

– calibrarea spectrului stelei țintă prin împărțirea profilului ei la curba de răspuns a instrumentului;

– în cazul liniilor discrete și de mică amplitudine am verificat prezența lor comparându-le cu cele de referință din atlasele și bazele de date disponibile online15.

Note de subsol:

1 Eclipsa din 18 august 1868 mai este denumită și Eclipsa Regelui Siamului (Rama al IV lea al Siamului) deoarece acesta a calculat cu doi ani înainte data producerii eclipsei, zona de observabilitate și durata fazei de totalitate cu o precizie uimitoare. Calculele regelui arătau că faza de totalitate va dura mai mult cu 2 secunde decât preziseseră astronomii, lucru care s-a adeverit spre consternarea delegației europene prezentă la eveniment. Observarea acestei eclipse a fost unul din proiectele științifice internaționale ale acelor vremuri deoarece a fost prima eclipsă totală de lungă durată produsă după ce în 1859 Kirchhoff și-a publicat legile conform cărora liniile Fraunhofer vizibile în spectrul solar nu sunt altceva decât liniile caracteristice diferitelor elemente chimice existente în Soare. Pentru prima dată astronomii puteau determina compoziția chimică a Soarelui iar miza era uriașă. Pentru detalii legate despre personalitatea regelui Rama al IV lea, cadrul politic al vremii și pregătirile pentru observarea eclipsei -un veritabil star party- vă recomandăm următoarele lecturi: http://www.cosmicelk.net/eclipsesinSiam.pdf și https://webusers.imj-prg.fr/~david.aubin/publis/accepte-b.pdf

2 conform cu https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhistory/SEhistory.html#1868

3 astăzi orașul Kakinada din Statul Andhra Pradesh– India

4 scrisorile prin care Lockyer și Janssen își anunțau către Academie descoperirea acestui element chimic se pot lectura integral aici, paginile 836-841: https://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k3024c/f836.image.r=comptes-rendus+hebdomadaires+Académie+des+Sciences.langFR

5 de la numele Zeului-Soare grec Helios, fiul titanilor Theia și Hyperion și frate cu Selene (Luna) și Eos (Aurora).

6 cităm din cadrul primului număr al jurnalului Nature, scopul editării lui:

First, to place before the general public the grand results of scientific work and scientific discovery, and to urge the claims of science to a more general recognition in education and in daily life; and secondly, to aid scientific men themselves, by giving early information of all advances made in any branch of natural knowledge throughout the world.”

Vă recomandăm să lecturați primul număr al jurnalului Nature accesând linkul următor, apoi click pe fiecare titlu de la secțiunea news pentru a vizualiza pdf-ul respectiv: https://www.nature.com/nature/volumes/1/issues/1

7 G. Meynet și A. Maeder; Stellar evolution with rotation- Wolf-Rayet star populations at different metallicities; pag 520 în https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/02/aa0106-04.pdf

Un tabel cu durata de viață a stelelor Wolf-Rayet în funcție de masa inițială a precursorului lor puteți găsi aici la pagina 591: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/02/aa0106-04.pdf

8 conform cu http://www.astrosurf.com/buil/survey/wrstars/wrstars.html

9 conform cu https://www.roe.ac.uk/~pmw/

10 pagina 13 din “Wolf-Rayet Stars Proceedings of an International Workshop held in Potsdam”, Germany, 1.–5. June 2015, University of Potsdam; https://publishup.uni-potsdam.de/opus4-ubp/frontdoor/deliver/index/docId/8426/file/wr_stars_proceedings.pdf

11 pagina 85, idem;

12 conform cu tabelul nr 1, pag 433-436 din Conti, P. S. & Vacca, W. D, The distribution of massive stars in the Galaxy. I – The Wolf-Rayet stars http://adsabs.harvard.edu/full/1990AJ….100..431C

și în acord cu datele din coloana 9 din Catalogul galactic al stelelor Wolf-Rayet disponibil aici http://pacrowther.staff.shef.ac.uk/WRcat/

13 conform cu Galactic Wolf-Rayet Catalogue http://pacrowther.staff.shef.ac.uk/WRcat/

14 conform pag 595 din G. Meynet și A. Maeder, “Stellar evolution with rotation” https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/02/aa0106-04.pdf

15 Richard Walker, Spectral Atlas for Amateur Astronomers, 2012; Bază de date cu spectre online: atlas.obs-hp.fr/elodie/

1

Atasate sunt si spectrele la care se face referire in articol.

Autor text si spectre: Daniel Bertesteanu

Articol postat azi, 1 Iulie 2019

Faci un comentariu sau dai un răspuns?

Adresa ta de email nu va fi publicată. Câmpurile obligatorii sunt marcate cu *