Modele stelare si astrofizica teoretica

Modele stelare

Spatiul este din ce in ce mai explorat si studiat, insa in interiorul unei stele este imposibil de observat modul cum se comporta materia. De aceea, cele mai multe cunostinte despre interiorul stelar le avem din calculele de modele stelare. Modelele stelare reprezinta o anumita configuratie stelara care indeplineste anumite conditii impuse in mod teoretic. Cu alte cuvinte, pe baza calculelor se intocmesc tabele sau grafice in care se vede modul de comportare al densitatii, temperaturii si compozitiei chimice in functie de distanta de la centrul stelei considerate. Prin urmare, daca reusim sa aratam prin calcule modul in care se comporta materia la diferite adancimi inseamna ca am calculat un model de stea.

Felul in care un astfel de model se apropie de o stea reala ne arata justetea presupunerilor care stau la baza calculelor respective.

Un model stelar nu urmareste sa ne prezinte in detaliu toate caracteristicile interiorului unei stele ci are in vedere numai caracteristicile cele mai importante. Din acest motiv, un model stelar nu va fi construit numai pentru o stea ci pentru un grup de stele care au aceleasi trasaturi fizice generale.

La baza calculelor de modele stelare stau anumite legi fizice iar rezultatele obtinute trebuie sa coincida cu anumite date observationale: masa, luminozitatea si raza.

Calculele de modele ale legilor fizice se bazeaza pe conditia de echilibru hidrostatic, transportul energiei de la centru spre periferie (radiatia sau convectia), producerea energiei stelare prin reactiile termonucleare, ecuatia de stare a gazelor perfecte in stelele normale sau ecuatia gazului degenerat pentru stelele pitice albe, determinarea ponderii moleculare si compozitia chimica a materiei stelare, si, dependenta opacitatii de temperatura precum si continuitatea masei.

Pe baza acestor legi fizice si cu ajutorul calculelor, utilizand anumite valori pentru compozitia chimica, se pot calcula masa, luminozitatea si raza modelului pe care-l comparam cu datele observate.

Daca in calculele finale nu se obtine o potrivire intre calcul si observatie, trebuie reluat totul de la inceput cu alta compozitie chimica si cu alte presupuneri de baza. Calculele trebuie efectuate pentru o mare serie de combinatii ale datelor initiale iar modelul care va da cea mai buna potrivire intre observatie si calcul, va fi considerat ca model stelar pentru categoria respectiva de stele.

Cateva modele de stele sunt modelele de stea politropica, modelul standard, modelul lui Cowling, modelul Soarelui, modelul de stele gigante si modelul pentru stelele pitice albe.

Modelul standard a fost calculat pentru prima data in 1921 de catre Eddington. In acest model se presupune ca degajaera de energie stelara pe unitatea de masa este constanta in tot volumul stelei. De asemenea, s-a considerat opacitate constanta iar transferul de energie sa se efectueze prin radiatie. Din compararea acestui model cu sferele politrope s-a ajuns la concluzia ca modelul standard este un model de sfera politropa cu indicele politropic egal cu 3.

Modelul lui Cowling a fost introdus in 1936 si considera ca sursele de energie sunt situate in partea centrala a stelei. De asemenea, s-a tinut seama de dependenta opacitatii de temperatura.

Dupa descoperirea reactiilor termonucleare care stau la baza producerii de energie stelara si dupa aparitia calculatoarelor electronice, astronomii au cautat sa construiasca modele stelare mult mai complicate si cu mai putine simplificari. Astfel sunt, de exemplu, modelele stelare in care compozitia chimica este variabila – modele neomogene.

Modelul Soarelui. Pentru Soare exista mai multe modele calculate, unul dintre acestea fiind caracterizat prin compozitia chimica variabila.

Aceste trei modele mentionate caracterizeaza stelele de pe secventa principala.

Un alt model este modelul de stele gigante. La acestea s-au considerat alte caracterstici si valori diferite pentru masa, luminozitate si respectiv raza solara. In centrul stelei reprezentate prin acest model se afla un nucleu izotermic cu o temperatura de aproximativ 40 de milioane de grade si care se mentine constanta. In acest nucleu nu exista hidrogen si nici reactii termonucleare, el este format din heliu iar sursa de energie o constituie arderea hifrogenului dintr-un strat din invelisul care inconjoara nucleul respectiv.

Nucleul izotermic al unei stele gigante este inconjurat de un invelis care contine 0,7 din masa stelei si are greutatea de 0,9 din raza. De aceea densitatea in invelis este foarte mica iar temperatura este foarte scazuta, mai putin de un milion de grade. Din acest motiv apare o zona convectiva pentru transportul de energie.

Modelul pentru stelele pitice albe este relativ mai simplu. Aici nu trebuie considerata densitatea ca o functie de temperatura si nici fluxul de energie. Avand in vedere faptul ca nu exista o limita pana la care se poate contracta materia degenerata, piticele albe se pot contracta foarte mult iar densitatile lor continua sa creasca.

Modelele stelare fac parte din astrofizica teoretica, centrata pe interpretarea fenomenelor observate si construirea de modele teoretice ale diferitelor situatii fizice posibile sa genereze aceste fenomene.

Bibliografie: „Cat mai aproape de stele”, Ioan Todoran, Editura Dacia