Clasa spectrala a stelelor si spectrele de emisie ale elementelor

Constelatiile
Cele mai luminoase 1000 stele
Cele mai apropiate 1000 stele
Planete extrasolare
Spectra stelara
Paralaxa stelara
Stele vizibile cu ochiul liber

Stele

Stele sudice

Centrul galaxiei noastre

Unde suntem noi?
Echinox si solstitii

Imagini de pe suprafata lui Venus

Terra

Terra in timp real

Locuri fantastice

Vimana

Peru

Piramide

Marte vazuta din spatiu

Plante

pe Marte?

Harta Romaniei pe Marte
Aterizarea pe Marte

Varteje

pe Marte

Vartej pe Marte
Ares Vallis
Gusev Crater
Meridiani Planum

Referinta si linkuri spatiale

regiunea din jurul soarelui

Apasa aici sa vezi imagini cu soarele transmise in direct din spatiu de sonda "Solar Heliospheric Observatory" pe situl NASA. Aceasta sonda se afla in orbita in jurul soarelui la punctul Lagrange L1 intre pamant si soare pe axa soare-pamant, astfel ea poate observa soarele in continuu fara intrerupere.

Clasa spectrala si culorile stelelor

culorile stelelor si clasele spectrale

clasa spectrala	culoarea stelei	temperatura la suprafata (Kelvin)	masa (soarele = 1)	diametru (soarele = 1)	luminozitatea (soarele = 1)	viata in miliarde de ani
O	albastra	28000-50000	16-150	5.7-16	16000-10⁷	0.001-0.01
B	alb-albastra	10000-28000	10-16	2.3-5.7	63-16000	0.01-0.1
A	alba	7500-10000	1.5-10	1.5-2.3	9-63	0.1-1
F	alb-galbena	6000-7500	1.1-1.5	1.1-1.5	1.5-9	1-5
G	galbena	5000-6000	0.7-1.1	0.9-1.1	0.4-1.5	5-10
K	portocalie	3500-5000	0.3-0.7	0.6-0.9	1/12-0.4	10-50
M	rosie	2500-3500	1/12-0.3	1/10-0.6	1/3000-1/12	50-1000+

Imaginea aceasta arata culorile stelelor si este diferita de un curcubeu - efectiv, culorile verde si turcuaz ale unui curcubeu sunt inlocuite cu alb. Stelele au culoarea rosie, portocalie, galbena, alba sau albastra. Chiar daca doua stele au aceeasi culoare, ele pot fi similare dar nu sunt identice, fiecare stea e unica. In imagine se vede ca tranzitia de la o culoare numita (de exemplu rosu, galben, albastru) la alta e lina si ca sunt multe stele in culori intermediare.

Cel mai raspandit sistem de clasificare a stelelor este sistemul O B A F G K M aratat in tabela, care e folosit si in catalogul Hipparcos, vezi harta stelara. In acest sistem, stelele O, B si A sunt stele alb-albastre mai mari si fierbinti decat soarele, stelele F si G sunt stele similare cu soarele, iar stelele K si M sunt stele mai mici si reci, relativ, decat soarele.
Fiecare litera spectrala e impartita in 10 subunitati numerotate de la 0 la 9, de exemplu K0-K9, asa ca o stea G0 e cea mai fierbinte in clasa spectrala G iar o stea G9 e cea mai rece, relativ, in clasa spectrala G. O stea G0 e la granita cu o stea F9, iar o stea G9 e la granita cu o stea K0. Steaua noastra - soarele - are clasa spectrala G2.

Fiecare stea lumineaza in toate culorile, dar ea pare a avea o anumita culoare fiindca lumineaza cel mai mult in frecventa lungimii de unda acelei culori. Culoarea unei stele e legata de temperatura stelei si elementele prezente pe suprafata ei, si eventual in atmosfera stelei sau norii din jurul stelei daca exista.
Spectrul unei stele se obtine cand lumina stelei concentrata de un telescop trece prin o prisma care decompune lumina in un curcubeu, adica separa toate culorile continute in lumina, si atunci se poate vedea care culori, si deci lungimi de unda, sunt mai luminoase.
Metoda folosita in astronomie este de a trece lumina stelei prin o retea de difractie in loc de o prisma fiindca lumina separata in culori individuale astfel produce linii spectrale mai usor de analizat. O retea de difractie este o suprafata transparenta sau reflectiva pe care sunt desenate multe linii paralele echidistante microscopice (cateva sute de linii paralele pe milimetru) care decompun lumina in culori unice. Un exemplu de o retea de difractie reflectiva este suprafata unui disc optic (CD sau DVD) care contine o spirala pornind din centrul discului spre margine, incercuind discul de mii de ori. Astfel, o felie din un disc optic contine mii de arcuri paralele care separa lumina in culorile curcubeului cand sunt privite din anumite unghiuri.
Fiecare element are un spectru de emisie unic, asadar comparand spectrul unei stele cu spectrele de emisie ale elementelor se poate determina ce elemente sau molecule sunt prezente pe suprafata sau in atmosfera stelei.

In natura, lumina e separata in culori formand un curcubeu atunci cand ploua cu soare sau ninge cu soare. Curcubeul de ploaie este intotdeauna in directia opusa soarelui, si are rosu in afara si mov inauntrul arcului. Un astfel de curcubeu poate apare si langa o cascada care ridica molecule de apa in aer. In schimb, curcubeul de soare se formeaza intotdeauna in jurul soarelui dupa ce a nins daca sunt cristale de zapada in aer si cerul e senin. Curcubeul de soare este un cerc pe cer cu soarele in centru si are rosu inauntrul cercului si mov in afara. Daca vezi un curcubeu de soare trebuie sa acoperi soarele complet cu palma intinsa pentru a privi curcubeul fara a te uita direct la soare fiindca lumina soarelui contine raze ultraviolete care distrug ireversibil retina ochiului fara a cauza durere. Soarele nu poate fi privit direct decat cu ochelari de sudura.

Culoarea stelei nu indica marimea stelei. Astfel, in clasa spectrala M sunt stelele pitice rosii, care reprezinta vreo 80% din toate stelele din univers, dar si stelele gigante rosii, care sunt de fapt stele ca soarele care si-au consumat materia prima pentru fuziunea nucleara, adica hidrogen in cazul acestor stele, si se maresc si se racesc, devenind rosii, trecand din clasa spectrala F sau G in clasa spectrala M pentru cateva milioane de ani inainte sa se micsoreze si sa se transforme in pitice albe (clasa spectrala D).
Desi piticele rosii si gigantele rosii sunt in aceeasi clasa spectrala, ele pot fi usor recunoscute fiindca gigantele rosii, mult mai putine la numar, au diametru si luminozitate mult mai mare. De exemplu, o pitica rosie are diametru de vreo 150000 km; comparativ, soarele are diametru de 1392000 km, iar cand se va transforma in o giganta rosie, peste vreo 5 miliarde ani, va avea vreo 300 milioane km diametru, si planeta noastra, poate chiar si planeta Marte, se vor afla inauntrul atmosferei soarelui.

Stele de carbon si clasa spectrala C, R, N si S

Exista stele care corespund claselor spectrale G, K si M din punct de vedere de temperatura, desi aceste stele au culoarea rosie pronuntata in loc sa fie galbene, portocalii si rosii. Aceste stele contin elementul carbon (C) la suprafata si sunt numite stele de carbon. Pentru ele sunt clasele spectrale R si N care apar si in catalogul Hipparcos, dar intre timp acestea nu se mai folosesc, fiind inlocuite de clasa spectrala C. Clasa spectrala R corespunde cu stele rosii de carbon echivalente cu G7-M0, iar clasa spectrala N corespunde cu stele rosii de carbon echivalente cu M1-M9. Clasa spectrala C corespunde cu stele rosii de carbon echivalente cu G4-M9.

In stele fierbinti, caldura dezleaga legaturile moleculare si previne atomii sa se combine in molecule, iar in stele si mai fierbinti caldura dezleaga si o parte sau toti electronii de atomi, si atunci nucleele atomilor carora le lipsesc cativa sau toti electronii sunt numite ioni pozitivi, fiindca au mai multi protoni in nucleu decat electroni in jurul nucleului, (ionii negativi au mai multi electroni decat protoni si nu se gasesc in stele) asadar stelele fierbinti contin gaz ionizat, adica ioni pozitivi si electroni care nu se pot lega de nucleele atomilor datorita temperaturii mari.

Majoritatea stelelor de carbon sunt gigante rosii. Stelele rosii sunt destul de racoroase, relativ, incat se pot forma molecule, in special molecule de carbon monoxid (CO), in straturile de sus ale stelei. In aceste stele se formeaza molecule de carbon monoxid pana cand tot oxigenul sau tot carbonul e combinat in molecule CO, depinde de abundenta celor doua elemente.
In majoritatea stelelor rosii in clasa spectrala M oxigenul are abundenta mai mare, astfel, dupa ce tot carbonul e combinat in molecule CO, oxigenul incepe sa formeze molecule de titaniu monoxid (TiO), tipic stelelor rosii obisnuite din clasa spectrala M.
In cazul in care carbonul are abundenta mai mare, dupa ce tot oxigenul e combinat in molecule CO, carbonul care ramane formeaza molecule C₂ iar acestea sunt stelele de carbon si au clasa spectrala C in loc de M.
Iar daca abundenta carbonului si oxigenului este egala si efectiv tot carbonul si oxigenul se combina in molecule CO, atunci steaua rosie are clasa spectrala S in loc de M. Stelele din aceasta clasa spectrala au si zirconiu monoxid (ZrO) pe langa TiO, iar mai rar au ZrO in loc de TiO.

Pitice maronii si clasa spectrala T si L

Piticele maronii sunt obiecte substelare, adica planete gigante gazoase de cateva zeci de ori mai masive decat Jupiter dar mai putin masive decat masa minima a unei stele pitice rosii, care este aproximativ 1.658x10²⁹kg, adica 1/12 masa soarelui. Astfel, piticele maronii nu au suficienta masa pentru ca presiunea datorita gravitatiei proprii sa declanseze fuziunea nucleara in centrul stelei, si asa sa devina stele pitice rosii, dar sunt insa destul de masive incat emit propria caldura in undele luminii infrarosii.
O stea pitica rosie de 1/12 masa soarelui e de vreo 88 x masa lui Jupiter, iar o stea pitica rosie de 1/10 masa soarelui e de vreo 105 x masa lui Jupiter. Asta inseamna ca daca Jupiter ar fi de 88 ori mai masiv ar deveni a doua stea in sistemul nostru solar.

Clasa spectrala L include stele pitice rosii si pitice maronii (obiecte substelare) cu temperatura de suprafata cuprinsa intre 1300 si 2500 grade Kelvin. Spectrele acestora contin metale hidrice (orice element metal combinat cu hidrogen) si metale alcaline, adica elementele metal din prima coloana a tabelei periodice - litiu (Li), sodiu (Na), potasiu (K), rubidiu (Rb), cesiu (Cs) si franciu (Fr) - aceste 6 elemente au un singur electron in stratul exterior si astfel sunt foarte reactive si exista de obicei combinate in molecule cu alte elemente. Asadar clasa spectrala L contine molecule cu mai toate metalele din tabela periodica.

Clasa spectrala T include stele pitice rosii tinere cu densitate mica si pitice maronii (obiecte substelare) cu temperatura de suprafata sub 1300 grade Kelvin. Spectrele acestora contin metan (CH₄).

Stelele pitice rosii si piticele maronii in clasa spectrala T si L nu sunt luminoase si se vad cel mai bine in undele luminii infrarosii fiindca in infrarosu se "vede" caldura pe care o emit. Ele sunt greu de gasit dar se presupune ca ar putea fi mai numeroase decat stelele din toate celelalte clase spectrale la un loc.

Stele super luminoase/fierbinti si clasa spectrala W

Stele care au aproape numai heliu (He) in loc de hidrogen (H) in atmosfera stelei si temperatura de suprafata cuprinsa intre 25000 si 70000 grade Kelvin sunt in clasa spectrala W. Aceasta e impartita in WC, WN si WO indicand prezenta semnificativa a elementului carbon (C), nitrogen (N) sau oxigen (O) in straturile de sus ale stelei, si deci in spectrul stelar.
Aceste stele isi pierd rapid masa datorita unui puternic vant stelar de pana la 2000km/sec. Soarele pierde anual 10^-14 din masa proprie in timp ce o stea in clasa spectrala W pierde anual masa echivalenta cu 1/100000 (10^-5) masa soarelui, adica pierde masa de un miliard de ori mai repede decat soarele si astfel are nori de gaz in jurul stelei si linii spectrale de emisie puternice. Este posibil ca acest vant stelar sa fi suflat in spatiu stratul de sus al stelei, descoperind urmatorul strat, mai fierbinte, de heliu. Stelele masive care fuzioneaza mai multe elemente, nu numai hidrogen, fuzioneaza in straturi, elementul cel mai greu, adica elementul cu numarul de protoni cel mai mare, in centrul stelei.
Foarte probabil stelele in clasa spectrala W sunt de fapt stele care au avut clasa spectrala O sau B si au consumat aproape toata materia prima pentru fuziune nucleara, astfel incepand sa fuzioneze elemente tot mai grele la temperaturi tot mai mari pana cand ajung la fier (Fe), elementul 26, pe care nici o stea nu il poate fuziona in cantitati semnificative fiindca fuziunea fierului elibereaza mai putina energie decat solicita.

Cea mai luminoasa stea pe cer in clasa spectrala W este gamma Vela, vizibila la sud de 40 grade latitudine nord de pe planeta noastra, deci nu se vede din Romania, dar se poate vedea din Egipt. Aceasta stea are un spectru de emisie exotic cu linii luminoase si e supranumita piatra pretioasa spectrala a cerului sudic. Gamma Vela e un sistem solar cu cel putin 6 stele, iar una din acestea are clasa spectrala W, anume hip 39953, a 33a cea mai luminoasa stea de pe cer, vezi cele mai luminoase 1000 stele de pe cer.

Cand o stea super masiva in clasa spectrala O sau B (si deci W) ajunge la fier se opreste fuziunea nucleara in centrul stelei iar nucleul stelar colapseaza aproape instantaneu devenind o stea de neutroni sau stea de quark de numai 20km diametru, sau gaura neagra, in centrul stelei, cu vid de jur imprejur. In lipsa presiunii de fotoni cauzata de energia eliberata de fuziune din nucleul stelei care oprea steaua de la colaps gravitational, restul stelei colapseaza in ea insasi. Datorita marimii stelei gigante alb-albastre, restul stelei are nevoie de mai multe minute sau chiar ore sa colapseze fiindca viteza colapsului nu se poate apropia de viteza luminii, 299792458 m/sec. Cand restul stelei care colapseaza se loveste de suprafata stelei de neutroni care a aparut in centrul ei se produce o explozie catastrofala numita supernova in urma careia se fuzioneaza toate elementele din tabela periodica si ramane doar steaua de neutroni sau steaua de quark, restul materiei stelare fiind expulzata in spatiu. In aceasta explozie, luminozitatea stelei se mareste temporar de vreo 100 miliarde ori, adica steaua lumineaza cat o galaxie mare intreaga comparabila cu galaxia noastra. Ce inseamna marirea luminozitatii de 100 miliarde ori? Spre exemplu pentru a vizualiza asa ceva, daca o lumanare in Albania ar face o supernova, ai putea citi o carte la lumina ei in Dobrogea.

In cazul in care centrul stelei a devenit o gaura neagra, vezi nucleosinteza stelara, atunci in locul exploziei catastrofale supernova, steaua dispare complet in gaura neagra, posibil eliberand un puls puternic in raze gamma, aceasta fiind o posibila explicatie pentru misterioasele explozii cu raze gamma, cele mai energetice evenimente din univers.
Gaura neagra se roteste rapid iar materia stelei accelereaza pana la o fractiune semnificativa din viteza luminii in timp ce cade spre gaura neagra, astfel o parte din materie se transforma in energie in forma de radiatie energetica in undele razelor X si gamma datorita accelerarii. Cea mai multa energie iese de-alungul axei gaurii negre prin polul nord si sud, asadar, daca orientarea ei in spatiu este astfel incat axa rotatiei sa fie indreptata spre planeta noastra, atunci pulsul pare mult mai luminos decat observat din oricare alta directie.
In centrul unor galaxii exista gauri negre super masive care emit energie si materie de-alungul axei creand dare de multi ani lumina lungime in spatiu. Aceste galaxii se numesc galaxii cu nucleu activ.

Exploziile cu raze gamma se observa cam odata pe zi sau la doua-trei zile in mod egal in toate directiile pe cer, toate sunt la peste 1 miliard ani lumina distanta, (comparativ, galaxia noastra are 100000 ani lumina diametru) si toate au luminozitate cat vreo 1000 galaxii si dureaza secunde sau minute. Faptul ca sunt asa departate e un lucru bun - daca o explozie cu raze gamma ar avea loc in afara galaxiei noastre la 100000 ani lumina distanta de planeta noastra, ar aparea luminoasa ca soarele pe cer - nu e de glumit cu asa ceva.
Atmosfera planetei noastre blocheaza razele X si gamma pentru a proteja viata pe pamant fiindca radiatie energetica la aceste lungimi de unda distruge viata, astfel aceste explozii se pot observa cel mai bine in cosmos. Unele dintre ele lumineaza si in lumina vizibila si pot fi observate cu telescopul de la sol. In orbita in jurul planetei noastre sunt cativa sateliti care monitorizeaza cerul in permanenta pentru a detecta exploziile cu raze gamma. Apasa aici sa vezi o harta cu tot cerul in coordonate ceresti ecuatoriale aratand cele mai recente explozii cu raze gamma si descrierea fiecareia.

Fiindca toate stelele se rotesc in jurul axei proprii, atunci cand colapseaza perioada rotatiei se scurteaza dramatic. S-au descoperit pulsari - stele de neutroni care emit pulsuri regulate in unde radio, raze X si gamma - una care se roteste si de 625 ori pe secunda! Adica "o zi" pe suprafata acestei stele de neutroni (pulsar) dureaza 1,6 milisecunde = 1/625 sec. Fiindca stim ca o stea de neutroni, si deci un pulsar, are diametru de 20km, daca avem si perioada rotatiei atunci se poate obtine viteza la care se roteste suprafata stelei de neutroni.
Circumferinta cercului = 2 x pi x raza = 2 x 3.14159 x 10 km = 62.8318 km = circumferinta stelei de neutroni la ecuator.
Un punct situat pe ecuatorul stelei de neutroni parcurge astfel 62.8318 km pentru fiecare ciclu de rotatie in jurul axei, si steaua se roteste de 625 ori pe secunda, astfel punctul parcurge
62.8318 km x 625 = 39269.875 km / sec = 39269875 m / sec
Viteza luminii este 299792458 m / sec, asadar
39269875 / 299792458 = 0.131, astfel viteza rotatiei la ecuatorul acestei stele de neutroni este 13% din viteza luminii!

Orice viteza care se apropie semnificativ de viteza luminii se numeste viteza relativistica. Obiecte care se deplaseaza la o fractiune semnificativa din viteza luminii incep sa simta efectele relativistice de dilatare a timpului, scurtare a lungimii si marire a masei.
Asta inseamna ca un ceas situat pe ecuatorul stelei de neutroni ar arata ora 7 in timp ce un ceas pe o nava interstelara care pluteste in apropierea stelei de neutroni arata ora 7 si cateva minute, fiindca timpul incetineste pentru un obiect care se apropie de viteza luminii. Iar ceasul de pe steaua de neutroni, desi identic cu cel de pe nava, ar fi mai greu si ar avea lungime mai mica in directia rotatiei.
Ciocnirea unui obiect cu alt obiect care se deplaseaza prin spatiu la viteza relativistica este catastrofala - ambele obiecte se transforma in intregime in energie in forma de radiatie energetica in undele razelor X si gamma.

Luminozitatea si viata stelelor

Luminozitatea unei stele, L, este aproximativ echivalenta cu masa stelei, M, la puterea 3,5 adica ceva mai mult decat cubul masei. Cel mai simplu e sa comparam stelele cu steaua noastra - soarele. Astfel, masa soarelui = 1, iar luminozitatea soarelui

L = M^3.5
L = 1^3.5
L = 1

Asa ca avem definitia, masa soarelui = 1 si luminozitatea soarelui = 1.

Cele mai mici stele, piticele rosii, categorie in care sunt vreo 80% din toate stelele din univers, au masa de vreo 1/10 cat soarele. Luminozitatea unei pitice rosii, comparativ cu soarele, este
L = ( 1 / 10 )^3.5
L = .0003162
Asta inseamna ca o pitica rosie avand masa 1/10 cat soarele are luminozitate .0003162 cat soarele, adica aproximativ 1/3000 cat soarele.

Cele mai mari stele, supergigantele albastre, care sunt rare fiindca au viata scurta, au masa de vreo 150 ori cat soarele. Luminozitatea unei supergigante albastre, comparativ cu soarele, este
L = 150^3.5
L = 41 milioane
Asta inseamna ca o stea de 150 ori mai masiva decat soarele este de vreo 41 milioane de ori mai luminoasa! Ecuatia da rezultate aproximative fiindca relatia intre masa si luminozitate variaza un pic cu masa stelei, care afecteaza de exemplu si ce elemente pot fuziona in o anumita stea, vezi nucleosinteza stelara, si pot fi si factori necunoscuti. Probabil ca luminozitatea unei astfel de stele e vreo 10 milioane ori cat soarele. Totusi, ecuatia aceasta e utila pentru a compara luminozitatile stelelor cu steaua noastra - soarele.

Viata unei stele e proportionala cu masa stelei, M, impartita la luminozitatea stelei, L. Ea poate fi exprimata si M / M^3.5 fiindca L = M^3.5, iar asta e aproximativ 1 / M^2.5
Steaua noastra - soarele - are o viata de 10 miliarde ani (din care au trecut 5), astfel, pentru soarele nostru, viata stelei, V, este

V = M / L
V = 1 / 1
V = 1

Asta inseamna ca viata stelei noastre este 1 x 10 miliarde ani.

Viata unei stele pitice rosii cu masa de 1/10 cat soarele este
V = ( 1 / 10 ) / ( 1 / 3000 )
V = 300
Asta inseamna ca viata unei pitice rosii cu masa de 1/10 cat soarele este de 300 ori mai lunga decat viata soarelui, adica 300 x 10 miliarde ani = 3000 miliarde ani! Comparativ, universul are doar 13,7 miliarde ani.

In ce priveste o stea supergiganta albastra cu masa 150 ori cat soarele,
V = 150 / 10000000
V = .000015
Deci o supergiganta albastra cu masa 150 ori cat soarele arde doar .000015 x 10 miliarde ani = 150000 ani! Astfel durata vietii unei dintre cele mai mari supergigante albastre e de vreo 67000 ori mai scurta comparativ cu viata stelei noastre.
Stelele masive sunt mult mai luminoase dar au viata mai scurta fiindca ele isi consuma materia prima pentru nucleosinteza stelara mult mai repede pentru a putea fi mai luminoase.

Programul in BASIC pentru desenarea spectrului aratand culorile stelelor

Spectrul aratand culorile stelelor a fost desenat folosind urmatorul program in BASIC - daca vrei sa rulezi acest program, copiaza codul in o fisiera text numita spectru5.bas apoi in o fereastra command prompt tasteaza qbasic spectru5 sa incarci programul, apoi apasa F5 sa-l rulezi. Sa iesi din QBASIC apasa ALT f apoi ALT x sau selectezi din meniu File, apoi Exit.
Daca ai vreo intrebare despre program poti sa-mi scrii

' Acest program arata culorile stelelor
' albastre-albe-galbene-portocalii-rosii

' ecranul SCREEN 13 are rezolutie 320x200 si 256 culori
' asta inseamna ca are 320 coloane verticale si 200 randuri
' orizontale. Fiecare rand contine 320 pixeli, numerotati
' 0 - 319 de la stanga la dreapta, iar fiecare coloana
' contine 200 pixeli, numerotati 0 - 199 de sus pana jos.
' Astfel, coordonatele x,y = 0,0 = coloana,rand
' sunt punctul din stanga sus a ecranului, 319,0 sunt
' punctul din dreapta sus, 319,199 sunt punctul din dreapta
' jos iar 0,199 sunt punctul din stanga jos.

SCREEN 13

' in QBASIC pot fi desenate 256 culori diferite simultan
' fiindca fiecare culoare e reprezentata de o byte, iar o
' byte contine 8 zerouri sau unuri (biti), si sunt 256
' combinatii posibile de 8 zerouri si unuri de la
' 00000000 la 11111111 in baza 2 (binar)
' ce corespunde numerelor 0 - 255 in baza 10 (decimal).

' deseneaza 256 linii verticale si coloreaza fiecare linie
' in culorile 0 - 255 in ordine crescanda

FOR n = 0 TO 255
        LINE (n, 0)-(n, 100), n
NEXT

' acum coloram liniile in culorile stelelor, incepand
' cu albastru, apoi alb, galben, portocaliu si rosu.
' Sunt 256 culori disponibile, si vrem sa trecem de la
' albastru la alb (tranzitia 1)
' de la alb la galben (tranzitia 2)
' de la galben la portocaliu (tranzitia 3)
' si de la portocaliu la rosu (tranzitia 4)

' Toate culorile de acuarela se formeaza din cele 3
' culori de baza, rosu galben si albastru (este al nostru tricolor).
' Toate culorile de lumina se formeaza din cele 3
' culori de baza pentru lumina, anume rosu, verde si albastru.

' Astfel, pentru a desena orice culoare dorita, trebuie
' specificata intensitatea pentru cele 3 culori de baza.
' In QBASIC pot fi specificate 64 intensitati pentru fiecare
' culoare, rosu verde si albastru, de la 0 la 63.
' In o imagine in format imq, bmp, sau gif spre exemplu,
' sunt 256 intensitati numerotate de la 0 la 255 pentru cele
' 3 culori de baza, in loc de 64, dar functioneaza la fel ca
' aici, sunt doar mai multe nuante.

' exemple:
' rosu = 0,  verde = 0,  albastru = 63, rezulta culoarea albastru
' rosu = 0,  verde = 63, albastru = 0,  rezulta culoarea verde
' rosu = 63, verde = 0,  albastru = 0,  rezulta culoarea rosu
' rosu = 0,  verde = 0,  albastru = 0,  nici o culoare (negru)
' rosu = 63, verde = 63, albastru = 63, rezulta culoarea alb
' rosu = 63, verde = 63, albastru = 0,  rezulta culoarea galben
' rosu = 0,  verde = 63, albastru = 63, rezulta culoarea turcuaz
' rosu = 63, verde = 0,  albastru = 63, rezulta culoarea roz(magenta)
' rosu = 32, verde = 0,  albastru = 63, rezulta culoarea mov(violet)

' In QBASIC sunt 64 x 64 x 64 = 262144 culori posibile,
' dar numai 256 dintre acestea pot apare pe ecran in acelasi timp.
' Astfel cand desenezi ceva in QBASIC adaugi o culoare intre 0 si 255,
' apoi poti folosi functia PALETTE cu ecuatia de mai jos pentru a
' seta componentele rosu, verde si albastru ale acelei culori, astfel
' selectand de fapt una din cele 262144 culori.

' tranzitia de la stele albastre la stele albe

FOR n = 0 TO 63
        a = 63
        v = n
        r = n
        ' deoarece culoarea zero este folosita si pentru fondul
        ' ecranului sarim peste ea ca sa nu coloram tot ecranul
        ' seteaza culorile 1-63
        IF n > 0 THEN PALETTE n, 65536 * a + 256 * v + r
NEXT

' tranzitia de la stele albe la stele galbene

FOR n = 0 TO 63
        a = 63 - n
        v = 63
        r = 63
        ' seteaza culorile 64-127
        PALETTE 64 + n, 65536 * a + 256 * v + r
NEXT

' tranzitia de la stele galbene la stele portocalii

FOR n = 0 TO 63
        a = 0
        v = 63 - INT(n / 2)
        r = 63
        ' seteaza culorile 128-191
        PALETTE 128 + n, 65536 * a + 256 * v + r
NEXT

' tranzitia de la stele portocalii la stele rosii

FOR n = 0 TO 63
        a = 0
        v = 32 - INT(n / 2)
        r = 63
        ' seteaza culorile 192-255
        PALETTE 192 + n, 65536 * a + 256 * v + r
NEXT

' ecranul SCREEN 13 are 25 randuri numerotate 1-25 de sus in jos
' si 40 coloane de text numerotate 1-40 de la stanga la dreapta.
' Pune sageata pe randul 15 in marginea din stanga si scrie
' clasa spectrala a stelelor.

LOCATE 15, 1
PRINT "O   B   A   F   G      K      M"

Daca nu ai limba de programare BASIC, aceasta este continuta in doua fisiere care pot fi copiate gratuit de pe internet, anume QBASIC.EXE si QBASIC.HLP - aceasta limba de programare e foarte utila pentru a invata sa programezi fiindca e foarte usor sa desenezi ceva, sa calculezi ceva simplu sau sa scrii si sa citesti fisiere.
Apasa aici clic de dreapta si selecteaza Save As... sa copiezi QBASIC direct de la Microsoft. Aceasta fisiera este o arhiva care se despacheteaza singura cand o rulezi, si contine QBASIC.EXE (194,309 bytes), QBASIC.HLP (130,881 bytes) si cateva fisiere componente ale sistemului de operare DOS pe care le poti sterge fiindca nu au legatura cu QBASIC si nu functioneaza decat pe un calculator care ruleaza DOS. Cel mai bine e sa rulezi (despachetezi) arhiva in o directoare in care nu sunt alte fisiere. Odata despachetata, limba de programare QBASIC poate fi folosita, nu trebuie setat nimic.
Alternativ, poti copia cele doua fisiere direct de aici, apasa clic de dreapta si selecteaza Save As... pe fiecare din ele: QBASIC.EXE si QBASIC.HLP

Tabela periodica a elementelor



1
H 2
He

3
Li 4
Be 5
B 6
C 7
N 8
O 9
F 10
Ne

11
Na 12
Mg 13
Al 14
Si 15
P 16
S 17
Cl 18
Ar

19
K 20
Ca 21
Sc 22
Ti 23
V 24
Cr 25
Mn 26
Fe 27
Co 28
Ni 29
Cu 30
Zn 31
Ga 32
Ge 33
As 34
Se 35
Br 36
Kr

37
Rb 38
Sr 39
Y 40
Zr 41
Nb 42
Mo 43
Tc 44
Ru 45
Rh 46
Pd 47
Ag 48
Cd 49
In 50
Sn 51
Sb 52
Te 53
I 54
Xe

55
Cs 56
Ba 71
Lu 72
Hf 73
Ta 74
W 75
Re 76
Os 77
Ir 78
Pt 79
Au 80
Hg 81
Tl 82
Pb 83
Bi 84
Po 85
At 86
Rn

87
Fr 88
Ra 103
Lr 104
Rf 105
Db 106
Sg 107
Bh 108
Hs 109
Mt 110
Ds 111
Rg

57
La 58
Ce 59
Pr 60
Nd 61
Pm 62
Sm 63
Eu 64
Gd 65
Tb 66
Dy 67
Ho 68
Er 69
Tm 70
Yb

89
Ac 90
Th 91
Pa 92
U 93
Np 94
Pu 95
Am 96
Cm 97
Bk 98
Cf 99
Es 100
Fm 101
Md 102
No

Elementele 43, 61 si toate elementele de la 93 in sus sunt create artificial. Toate elementele de la 84 in sus sunt instabile = radioactive, adica, spre exemplu, un atom din elementul 86 poate emite un proton si astfel devine elementul 85, fiindca numarul elementului = numarul protonilor in nucleul atomic, este ce defineste un anumit element. Aceste elemente sunt periculoase pentru fiinte vii fiindca protonul emis trece prin tesuturi vii si poate rupe ziduri celulare si fire de adn.
Elementele artificiale rezista secunde, minute, zile sau ani inainte sa emita un proton si sa devina alt element cu un numar mai mic de protoni. Elementele de la 102 in sus rezista cel mai putin - elementele 102-105 rezista cateva secunde sau minute, elementul 106 rezista in jur de 1 secunda iar elementele de la 107 in sus rezista cateva minimi de secunda. (1 minime de secunda = 1/1000 sec)

Ideea mea este ca motivul pentru care aceste elemente rezista asa putin este modalitatea primitiva in care sunt create, adica se accelereaza un atom in un accelerator de particule apoi e pus pe traiectorie sa se ciocneasca cu energie mare de alti atomi, si in aceasta ciocnire, o parte din protonii atomului accelerat se fuzioneaza de unul din atomii din tinta, astfel crescand numarul protonilor acestui atom, si asa acesta devine un element mai greu, adica cu un numar mai mare de protoni in nucleu, spre exemplu elementul 106.
Toate elementele in afara de hidrogen au si neutroni in nucleul atomic. Un element poate avea un numar variabil de neutroni in nucleu dar numarul de protoni este exact, adica elementul carbon nu poate avea decat exact 6 protoni, daca are mai multi sau mai putini atunci nu mai este carbon.
Asadar, ideea mea este ca aceste experimente nu tin cont de posibilitatea ca protonii si neutronii din nucleul atomului s-ar putea sa trebuiasca sa fie aranjati in un anumit fel pentru ca elementul sa fie stabil, iar pentru asta fiecare proton trebuie adaugat controlat, cu grija, impreuna cu unul sau mai multi neutroni, si asezati in un anumit aranjament spatial, de exemplu, similar cu aranjamentul spatial de atomi sau molecule in un cristal. Acest aranjament spatial s-ar putea sa fie esential pentru stabilitatea nucleului unui atom. Tehnologia pentru a face asa ceva insa nu exista in acest moment, iar aruncarea unor atomi in altii pentru a face elemente mai grele e ca si cum s-ar arunca cu bolovani si bucati de beton in un bloc pentru a adauga un etaj. Dupa multe incercari, se va intampla ca bucatile de beton sa se aseze asemanator unui etaj in plus, dar dupa cateva secunde etajul adaugat va cadea iar jos de pe bloc.

Spectrele de emisie ale elementelor


 1 H 
 2 He 
 3 Li 
 4 Be 
 5 B boron - are linii de emisie, lipseste imaginea
 6 C 
 7 N 
 8 O 
 9 F 
10 Ne 
11 Na 
12 Mg 
13 Al 
14 Si 
15 P 
16 S 
17 Cl 
18 Ar 
19 K 
20 Ca 
21 Sc 
22 Ti 
23 V 
24 Cr 
25 Mn 
26 Fe 
27 Co 
28 Ni 
29 Cu 
30 Zn 
31 Ga 
32 Ge 
33 As 
34 Se 
35 Br 
36 Kr 
37 Rb 
38 Sr 
39 Y 
40 Zr 
41 Nb 
42 Mo 
43 Tc 
44 Ru 
45 Rh 
46 Pd 
47 Ag 
48 Cd 
49 In 
50 Sn 
51 Sb 
52 Te 
53 I 
54 Xe 
55 Cs 
56 Ba 
57 La 
58 Ce 
59 Pr 
60 Nd 
61 Pm 
62 Sm 
63 Eu 
64 Gd 
65 Tb 
66 Dy 
67 Ho 
68 Er 
69 Tm 
70 Yb 
71 Lu 
72 Hf 
73 Ta 
74 W 
75 Re 
76 Os 
77 Ir 
78 Pt 
79 Au 
80 Hg 
81 Tl 
82 Pb 
83 Bi 
84 Po 
85 At astatine - are 2 linii la 216nm si 224nm (ultraviolet)

nu are linii de emisie in lumina vizibila (400nm-700nm)
86 Rn 
87 Fr francium - are o linie la 717nm (infrarosu)

nu are linii de emisie in lumina vizibila (400nm-700nm)
88 Ra 
89 Ac 
90 Th 
91 Pa 
92 U 
93 Np neptunium - are linii de emisie, lipseste imaginea
94 Pu 
95 Am 
96 Cm 
97 Bk 
98 Cf

Aceste imagini cu spectrele de emisie ale elementelor sunt de la javalab.uoregon.edu (zebu.uoregon.edu)

Pentru a obtine liniile spectrale de emisie pentru orice element mergi la aceasta pagina si
in casuta Spectrum introduci simbolul elementului, spre exemplu C, apoi
in casuta Lower wavelength introduci lungimea de unda minima sub care nu vrei sa apara rezultate, spre exemplu, lumina vizibila e de la 400nm la 700nm, asa ca poti introduce 300 in aceasta casuta, apoi
in casuta Upper wavelength introduci lungimea de unda maxima peste care nu vrei sa apara rezultate, poti introduce 800 in aceasta casuta, apoi
la Units selectezi nm ca sa arati ca numerele introduse, 300 si 800, sunt in unitati de nanometri,
apoi ceva mai jos sub titlul Output options in casuta Format output: selectezi ASCII(text) (e mult mai rapid)
apoi mergi iar in sus la inceputul paginii si apesi butonul [Retrieve Data] pentru a vedea toate liniile spectrale de emisie pentru elementul carbon (C) intre 300nm si 800nm. Poti cere liniile si pana la 2200nm spre exemplu, sa vezi liniile spectrale de emisie in infrarosu. Aceste date pot fi folosite pentru a scrie un program sa deseneze aceste linii pentru un anumit element.