10 (a nawet więcej) gwiazd, których tarcze udało się zarejestrować

Na bezchmurnym nocnym niebie widzimy ogromną ilość gwiazd. Każda z nich jest podobną do naszego Słońca kulą gazu, a jednak żadna z tych gwiazd nie wygląda jak nasze Słońce, ponieważ odległości od nich są tak ogromne, że ich kształt i cechy powierzchni stają się niemożliwe do odróżnienia. Czy na pewno tak jest? Okazuje się, że kilkanastu z tych gwiazd przyjrzeliśmy się na tyle blisko, żeby dostrzec pewne szczegóły. Rzućmy okiem na te gwiazdy i zobaczmy, jak wyglądają!

Zanim przejdziemy do sedna, warto zwrócić uwagę na nazwę (właściwie to skrót), która pojawi się niżej kilkukrotnie i nie jest tak powszechnie znana jak Teleskop Hubble’a czy Very Large Telescope, a odnosi się do największego obecnie na świecie interferometru optycznego: Centrum Astronomii Wysokiej Rozdzielczości Kątowej (Center for High Angular Resolution Astronomy – CHARA). CHARA składa się z sześciu jednometrowych teleskopów, które ustawione są w konfiguracji o kształcie litery Y, w liniach bazowych o różnych długościach do 331 metrów. Te sześć teleskopów można połączyć w 15 par teleskopów, które wypełniają unikalne części wirtualnego 331-metrowego teleskopu podczas każdej obserwacji. 

Poniższe zestawienie zawiera 13 gwiazd. Wedle pierwotnego zamysłu miało być 10 żeby dostosować się do tagu “top10” (stąd tytuł) ale okazało się, że ciekawych przykładów jest nieco więcej. Nie są uporządkowane w żaden konkretny sposób chociaż na początku widać malejącą jasność wizualną.


BETELGEZA

Betelgeza jest jedną z najjaśniejszych i najbardziej interesujących gwiazd na niebie. Jest widoczna na „prawym ramieniu” postaci Oriona i tworzy wierzchołek trójkąta zimowego, asteryzmu złożonego z jasnych gwiazd dobrze widocznych zimą z Polski. Ma barwę wyraźnie czerwoną, co można bez problemu zauważyć gołym okiem.

Znajdujący się w odległości 640 lat świetlnych (pomiar obarczony dużym błędem) czerwony nadolbrzym był pierwszą gwiazdą oprócz naszego Słońca, której średnica kątowa została zmierzona (1921 rok) i pierwszą gwiazdą, której tarczę udało się zarejestrować. Zdjęcie zostało wykonane w 1975 roku za pomocą teleskopu Kitt Peak przy użyciu tzw interferometrii plamkowej wynalezionej niedługo wcześniej przez Antoine Labeyrie. Proces ten znacznie zmniejszył efekt szkodliwego wpływu atmosfery ziemskiej, rozmywającej obrazy gwiazd w teleskopach. Zwiększyło to rozdzielczość optyczną teleskopów naziemnych, umożliwiając dokładniejsze pomiary fotosfery Betelgezy.

Dzięki kolejnym postępom w technologii, astrofizycy zaczęli coraz śmielej zaglądać w złożone powłoki okołogwiazdowe otaczające nadolbrzyma, jednak dopiero pod koniec lat 80-tych. i na początku lat 90-tych XX wieku Betelgeza stała się regularnym celem interferometrii dzięki przełomowi w obrazowaniu w świetle widzialnym i podczerwieni. Opracowana przez Johna E. Baldwina i współpracowników z Cavendish Astrophysics Group nowa technika wykorzystywała małą maskę z kilkoma otworami przekształcając aperturę w matrycę interferometryczną. Technika ta przyczyniła się do niektórych z najdokładniejszych pomiarów Betelgezy, odkrywając jasne plamy na fotosferze gwiazdy na  optycznych i podczerwonych fotografiach dysku gwiazdy, uzyskanych najpierw z dotychczasowych interferometrów, a następnie z obserwacji w wyższej rozdzielczości teleskopu COAST. „Jasne plamy” lub „hotspoty” obserwowane za pomocą tych instrumentów zdają się potwierdzać teorię Schwarzschilda sprzed dziesięcioleci o masywnych komórkach konwekcyjnych znajdujących się na powierzchni gwiezd. 

W 1995 roku kamera ‘Faint Object’ zamontowana w Teleskopie Hubble’a zarejestrowała obraz ultrafioletowy o rozdzielczości wyższej niż ta uzyskana przez naziemne interferometry. Był to pierwszy obraz z konwencjonalnego teleskopu (lub „bezpośredni obraz” w terminologii NASA) dysku innej gwiazdy. Ponieważ światło ultrafioletowe jest absorbowane przez atmosferę ziemską, obserwacje na tych długościach fal najlepiej przeprowadzać właśnie za pomocą teleskopów kosmicznych. Podobnie jak wcześniejsze zdjęcia, obraz ten zawierał jasną plamę wskazującą region w południowo-zachodniej części tarczy, o temperaturze około 2000 K większej niż pozostała powierzchnia gwiazdy. Kolejne badania wykonane za pomocą spektrografu Goddarda sugerują, że gorący punkt jest jednym z biegunów Betelgezy. Dałoby to oś obrotu o nachyleniu około 20° względem kierunku Ziemi.

Przez dwie dekady XXI wieku gwiazda była obserwowana na wielu długościach fali, szczególnie w zakresach widzialnym, podczerwonym i ultrafioletowym. Dzięki wykorzystaniu Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) w 2011 roku astronomowie odkryli wielki pióropusz gazu, prawie tak duży jak cały Układ Słoneczny. Znaleziono także gigantyczny bąbel, który oddala się od powierzchni Betelgezy. Struktury te pomagają wyjaśnić, w jaki sposób gwiazda wyrzuca gaz i pył w niesamowitym tempie. 

W styczniu 2019 roku zespół astronomów korzystając z instrumentu SPHERE, czyli polarymetru spektralnego, którego celem jest obrazowanie planet pozasłonecznych, postanowił wykonać zdjęcie powierzchni Betelgezy. Powstały obraz pokazał nadolbrzyma w swoim „normalnym” stanie. Pod koniec 2019 roku, zespół SPHERE na fali doniesień o ciemniejącej Betelgezie, wykonał kolejne zdjęcie. Widać na nim gwiazdę, która jest nie tylko ciemniejsza, ale też zmienia swój kształt.


ALTAIR

Altair jest najjaśniejszą gwiazdą w gwiazdozbiorze Orła i dwunastą najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie, białą gwiazdą typu „A” znajdującą się 17 lat świetlnych od Ziemi, będąc tym samym jedną z najbliższych gwiazd widocznych gołym okiem.

Astronomowie sfotografowali wcześniej niektóre z czerwonych olbrzymów – masywnych gwiazd pod koniec ich życia, ale obierając za cel alfę Orła, po raz pierwszy mogli przyjrzeć się bliżej powierzchni mniejszej gwiazdy, podobnej do naszego Słońca, która wciąż znajduje sie w trakcie procesu syntezy wodoru.

Altair jest znany między innymi z niezwykle szybkiego obrotu, co sprawia, że ​​jego równik wykonuje pełny obrót w około 6 godzin, kiedy nasze Słońce potrzebuje nieco ponad 25 dni na pełny obrót. W wyniku szybkiego obrotu Altair jest spłaszczony: jego średnica równikowa jest co najmniej o 14 procent większa niż średnica biegunowa.

Zdjęcia zostały wykonane w 2006 roku przy użyciu teleskopu Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) na Georgia State University w Atlancie przy częściowym wsparciu National Science Foundation (NSF) i stanowią prawdziwy przełom, możliwy dzięki najnowszym osiągnięciom w dziedzinie technologii telekomunikacji światłowodowej, która zaowocowała wyraźnym obrazem poprzez usunięcie niektórych zniekształceń powodowanych przez ziemską atmosferę.

Obserwacje te potwierdziły również przewidziany wcześniej teoretycznie efekt tzw. „grawitacyjnego pociemnienia” – obecność ciemniejszego (czyli chłodniejszego) pasa w okolicach równika gwiazdy, które jest wynikiem spłaszczenia otoczki gwiazdy wskutek szybkiego obrotu.


ANTARES

W 2017 roku Astronomowie z Europejskiego Obserwatorium Południowego pod kierownictwem Keiichi’ego Ohnaki z chilijskiego Universidad Católica del Norte, skierowali teleskop VLT na jedną z bardziej znanych nam gwiazd, a mianowicie Antaresa.

Oddalona jest ona od Ziemi o 550 lat świetlnych i znajduje się w gwiazdozbiorze Skorpiona. Antares ma masę około 17 Słońc i liczy sobie niecałe 12 milionów lat. Dla nieuzbrojonego oka jasna gwiazda  świeci silnym czerwonym światłem w sercu konstelacji. Jest gigantycznym i względnie chłodnym czerwonym nadolbrzymem w późnym stadium życia, na drodze do stania się supernową.

W przeprowadzonym badaniu wykorzystano interferometr VLTI w obserwatorium ESO na górze Paranal w Chile. Z instrumentem AMBER (Astronomical Multi-BEam combineR) połączono w tym przypadku trzy 1,8 metrowe teleskopy pomocnicze. VLTI jest unikalnym urządzeniem, które łączy światło od maksymalnie czterech teleskopów, 8,2-metrowych Teleskopów Głównych, lub mniejszych Teleskopów Pomocniczych, aby utworzyć wirtualny teleskop równoważny pojedynczemu zwierciadłu o średnicy do 200 metrów. Pozwala to na rozdzielenie szczegółów znacznie lepiej niż gdy patrzymy przy pomocy pojedynczego teleskopu.

Zdjęcie, jakie otrzymano nie wydaje się może zbyt efektowne (szczególnie jeśli porówna się je z obrazami uzyskiwanymi przez interpretację danych z radioteleskopów), ale jest to jednocześnie najbardziej szczegółowy obraz gwiazdy znajdującej się poza Układem Słonecznym. Na bazie tego kadru możliwe jest przeprowadzenie bardziej szczegółowych analiz “życia” gwiazdy. Na bazie otrzymanych danych wykonano również pierwszą mapę prędkości materii w atmosferze gwiazdy innej niż Słońce. Mapa pokazała niespodziewane turbulencje w niezmiernie rozległej atmosferze gwiazdy.


REGULUS

Jedna z czterech “gwiazd królewskich”, najjaśniejsza w gwiazdozbiorze Lwa i tym samym jedna z bardziej znaczących gwiazd już od starożytności. Regulus to białobłękitna gwiazda ciągu głównego lub podolbrzym, należący do typu widmowego B. Jej jasność w zakresie widzialnym jest 150 razy większa niż jasność Słońca.

Całkiem niedawne odkrycia dotyczące gwiazdy są mocno zaskakujące. W badaniu opublikowanym w 2005 roku, Harold McAllister i jego koledzy z Georgia State University wykazali, bazując na pomiarach wykonanych za pomocą interferometrii, że Regulus jest spłaszczony. Mało tego, on jest bardzo mocno spłaszczony. Wcześniej jedyną znaną gwiazdą o znacznym spłaszczeniu był Altair jednak promień biegunowy Altaira jest o “zaledwie” 14% mniejszy niż równikowy. Dla Regulusa różnica ta wynosi aż 32%. Duże spłaszczenie spowodowane jest oczywiście ogromną szybkością rotacji gwiazdy. Wśród jasnych gwiazd, tylko Achernar może pochwalić się większym spłaszczeniem (promień biegunowy o 56 procent mniejszy niż równikowy).

Istnieją poważne konsekwencje takiego kształtu. Promień biegunowy Regulusa jest 3,15 razy większy niż naszego Słońca, ale równikowy już 4.15 razy. Będący dalej od centrum gwiazdy materiał stanowiący powierzchnię Regulusa doświadcza mniejszego ciążenia, a to sprawia, że jest znacznie mniej gorący. Temperatura w okolicach równika wynosi 10300 K, podczas gdy temperatura w regionach polarnych to 15400 K. Obrót wokół własnej osi zajmuje Regulusowi tylko około 15,9 godziny co sprawia, że powierzchnia na równiku porusza się z prędkością ponad 1.000.000 km/h czyli 160 razy szybciej niż na Słońcu. 

Więcej na temat Regulusa w osobnym artykule – http://astrofan.pl/maly-krol-regulus/


ALDERAMIN

Gwiazdozbiór Cefeusza nie jest szczególnie widoczny i może pochwalić się tylko jedną stosunkowo jasną gwiazdą. Tą gwiazdą jest właśnie Alderamin – Alfa Cephei o jasności 2,44 magnitudo, która oświetla jeden z rogów charakterystycznego wzoru gwiazd w kształcie domku.

Gwiazda ta ma temperaturę 7600 Kelwinów, jej jasność jest 18 razy większa od jasności Słońca. Jej masa jest około 1,9 raza większa od masy Słońca, a jej promień to obecnie 2,5 promieni naszej dziennej gwiazdy.

Chociaż nie jest jedną z najlepiej widocznych gwiazd na nocnym niebie, jest ona łatwa do odnalezienia i jest interesująca ze względu na niezwykle szybki obrót wokół własnej osi. Gwiazda obraca się 125 razy szybciej niż Słońce, co zapobiega separacji pierwiastków w gwieździe (typowej dla gwiazd tego rodzaju) i może mieć związek z jego aktywnością magnetyczną (nietypową dla gwiazd tego rodzaju).

Astronomowie i w tym przypadku wykorzystali instrument CHARA na Georgia State University do  głębszego poznania nachylenia, promienia i temperatury równikowej oraz temperatury, a także prędkości obrotowej Alpha Cephei oraz wynikającego z niej spłaszczenia biegunowego gwiazdy.


ZETA ANDROMEDAE

Zeta ze średnią jasnością 4,08 magnitudo jest jedną z jaśniejszych gwiazd w gwiazdozbiorze Andromedy, odległą o około 181 lat świetlnych od Słońca. Stanowi układ spektroskopowo podwójny.

Czerwony olbrzym zaskoczył niezwykłym widokiem swojej powierzchni całkiem niespodziewanie, gdy został sfotografowany w 2016 roku. 

Aby bezpośrednio zobrazować Zetę Andromedae, sześć teleskopów  należących do kompleksu CHARA w Kalifornii jednocześnie wpatrywało się w gwiazdę łącznie przez 25 dni, robiąc zdjęcia jej powierzchni. Światło uchwycone przez teleskopy zostało połączone, aby przeanalizować zmiany wyglądu powierzchni gwiazdy w czasie jednej z jej 18-dniowych rotacji.

Na powierzchni dostrzeżono ciemniejsze plamy, zapewne odpowiedniki dobrze znanych plam słonecznych, tylko dużo większe. Na Słońcu plamy wydają się ciemniejsze, bowiem są nieco chłodniejsze niż reszta widocznej powierzchni Słońca, plamy są też mocno związane z silnym polem magnetycznym. W przypadku zeta Andromedae zachowanie się plam jest jednak inne niż na Słońcu. Według hipotezy naukowców, obserwujemy sytuację jaka mogła występować gdy Słońce było bardzo młode. Uzyskane obrazy pokazują plamy w obszarach biegunowych, a to oznacza, że ich występowanie nie jest ograniczone jedynie do pasa wokół równika, jak to obserwuje się zwykle na Słońcu. Badacze wskazują, że trzeba będzie poprawić teorie opisujące wpływ pola magnetycznego na zachowanie gwiazd i ich ewolucję.


EPSILON AURIGAE

Almaaz to biały nadolbrzym widoczny gołym okiem w nawet w przypadku niespecjalnie ciemnego nieba. W 1821 roku niemiecki pastor i astronom-amator Johann Fritsch zauważył, że Epsilon Aurigae przygasł o jasność 1 magnitudo na około rok, a następnie powrócił do poprzedniej jasności. Kiedy gwiazda znowu zmniejszyła jasność w 1848 roku, a następnie ponownie w 1876 roku, astronomowie zdali sobie sprawę, że mają przed oczami niezwykły przypadek.

Dziś wiemy, że widoczny składnik systemu, którego jasność obserwowana wynosi 3,0 mag, jest gwiazdą zmienną zaćmieniową, gdyż właśnie co około 27,1 lat jasność obserwowana systemu spada do 3,8 mag na mniej więcej dwa lata, gdy obiekt orbitujący wokół widocznej gwiazdy wchodzi między nią a Ziemię, powodując zaćmienie. Jest to najdłuższy znany okres dla tego typu gwiazd. Sam obiekt świeci zbyt słabo w porównaniu z gwiazdą główną, by widzieć go z Ziemi i jego natura do dziś nie jest jednoznacznie ustalona przez astronomów.

Jedna z teorii głosi, że duży nieprzezroczysty dysk zaćmiewa gwiazdę główną. Zdjęcia wykonane w 2008 i 2009 roku wydają się potwierdzać tę teorię. Udało się to dzięki urządzeniu opracowanemu na Uniwersytecie Michigan nazwanego Michigan Infra-Red Combiner (MIRC), które wykorzystuje interferometrię do łączenia wiązek światła wpadającego do czterech teleskopów w macierzy CHARA na Georgia State University i wzmacniania go tak, aby wydawał się przechodzić przez urządzenie 100 razy większe niż Kosmiczny Teleskop Hubble’a. MIRC po raz pierwszy pozwolił astronomom „zobaczyć” obiekt zaćmienia.


R DORADUS

Znajdująca się w odległości około 180 lat świetlnych w konstelacji Złotej Ryby gwiazda zmienna typu Mira Ceti, przejęła od Betelgezy po 75 latach miano największej (oprócz Słońca oczywiście) gwiazdy pod względem pozornej średnicy kątowej (0,057 sekundy łukowej). R Doradus jest niezwykle „rozdęta” nawet jak na bardzo stare czerwone olbrzymy typu Mira Ceti, prawdopodobnie znajduje się na samej granicy niestabilności.

Wokół gwiazdy znajduje się obłok pyłowy utworzony z materiału odrzuconego przez gwiazdę z jej zewnętrznej powierzchni. Po oddaleniu się od powierzchni gwiazdy na odległość równą przynajmniej jej średnicy, materia wychładza się na tyle, że poszczególne atomy zaczynają zlepiać się razem, tworząc bardziej skomplikowane związki chemiczne, między innymi minerały takie jak forsteryt czy enstatyt. 

W sierpniu 1993 roku zespół astronomów skierował 3,5-metrowy Teleskop Nowej Technologii ESO (NTT) w stronę gwiazdy. W tym celu NTT przykryto nieprzezroczystą maską z siedmioma otworami rozmieszczonymi na okręgu o średnicy 3,3 metra. Każdy z tych otworów miał średnicę 25 cm. Główną motywacją do użycia maski było stłumienie efektów turbulencji atmosfery i w ten sposób zapewnienie pełnej rozdzielczości NTT. 

Obserwacja wykonana została w zakresie fal podczerwonych (1,25 mikrona) za pomocą kamery SHARP, opracowanej przez Max-Planck Institut for Extraterrestrial Physics (Garching, Niemcy). Wykonano kilkaset bardzo krótkich ekspozycji, każda trwająca 0,1 sekundy. Niedługo potem przeprowadzono podobną serię obserwacji gwiazdy Gamma Reticuli w celu potwierdzenia poprawności działania sprzętu i dokładności pomiaru. Procedurę tę powtórzono kilka razy, uzyskując tysiące zdjęć do analizy.

Dodatkowe obserwacje poczyniono w 1995 roku za pomocą NTT, a także 3,9-metrowego anglo-australijskiego teleskopu w Siding Spring (Australia). Obserwacje te oraz zastosowanie różnych technik analizy danych interferometrycznych do podobnych zbiorów danych potwierdziły wyniki wcześniejszych badań.


MIRA CETI

Mira Ceti jest gwiazdą zmienną i jednocześnie układem podwójnym w gwiazdozbiorze Wieloryba. W skład układu wchodzą Mira A (czerwony olbrzym) oraz Mira B (VZ Ceti) (biały karzeł) – ten mniejszy składnik okrąża większy w czasie ok. 400 lat. Mira A należy do klasy spektralnej M, w ciągu ok. 331 dni zmienia swą jasność o wartość dochodzącą nawet do ośmiu wielkości gwiazdowych. Okres ten może się wahać o kilkanaście dni, najprawdopodobniej z powodu istnienia towarzysza Miry, białego karła, który może modulować okres jej pulsacji i amplitudę.

Średnica tego czerwonego olbrzyma wynosi 550 mln km, czyli 390 średnic Słońca. Na zdjęciach z teleskopu kosmicznego Chandra widać, że od składnika A do B przepływa materia gazowa w postaci smugi łączącej obie gwiazdy, opadając następnie na mniejszy składnik.

Chociaż gwiazda obserwowana jest dokładnie od około 400 lat, astronomowie musieli czekać na teleskop Hubble’a, który w 1997 roku dostarczył pierwsze obrazy w ultrafiolecie i świetle widzialnym przedstawiające rozszerzoną atmosferę chłodnej czerwonej olbrzymiej gwiazdy i jej pobliskiego gorącego towarzysza.

Dając astronomom wyraźny widok tego układu, Hubble dostarczył cennych informacji na temat innych rodzajów układów podwójnych gwiazd, w których gwiazdy są tak blisko siebie, że oddziałują grawitacyjnie. W świetle ultrafioletowym widzimy mały, przypominający haczyk wyrostek rozciągający się od Miry i wskazujący na mniejszego towarzysza. Materiał ten jest dosłownie wyrywany przez drugą gwiazdę.

W sierpniu 2007 roku NASA ogłosiła, że czerwony olbrzym, wchodzący w skład systemu i poruszający się z prędkością 130 km na sekundę pozostawia za sobą znaczne ilości materii, co sprawia, że gwiazda posiada ogon podobny do komety. Szacuje się, że ma on długość 13 lat świetlnych, czyli 20 tysięcy razy więcej niż odległość od Słońca do Plutona. Ogon gwiazdy widoczny jest tylko w świetle ultrafioletowym i składa się przede wszystkim z tlenu i węgla.


T LEPORIS

Jest gwiazdą zmienną w gwiazdozbiorze Zająca. Znajduje się pół stopnia od znacznie jaśniejszej ε Leporis na niebie. Gwiazda oddalona jest o około 1100 lat świetlnych od Układu Słonecznego. Posiada typ widmowy M6ev i jest zmienną typu Mira Ceti – podobnie jak pobliska R Leporis.  Jej jasność waha się między 7,40 a 14,30 mag z okresem 368,13 dni.

Roczna paralaksa T Leporis została zmierzona przez misję Hipparcos, ale wyniki były obarczone ogromnym błędem. Paralaksa z Gaia Data Release 2 jest bardziej dokładna i daje dystans 340 ± 20 parseków. Odległość została również zmierzona przy użyciu interferometrii o bardzo długiej linii podstawowej i stwierdzono, że wynosi 327 ± 4 parseków.

Zmienne Mira są jednymi z głównych źródeł cząsteczek i pyłu we Wszechświecie. Z każdą pulsacją T Leporis wyrzuca materię w kosmos, tracąc co roku ilość równoważną masie Ziemi. Obrazy T Leporis uzyskane za pomocą interferometru Very Large Telescope Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO) w 2009 roku, z uchwyconymi długościami fal od 1,4 mikrometra do 1,9 mikrometra ujawniły powłokę gazu i pyłu otaczającą gwiazdę, której średnica jest około 100 razy większa niż średnica Słońca.


PI1 GRUIS


ALGOL

Gwiazda oznaczona jako Beta Persei (β Persei), znana potocznie również jako Gwiazda Demona, jest jasną gwiazdą wielokrotną w gwiazdozbiorze Perseusza i jedną z pierwszych odkrytych gwiazd zmiennych innych niż gwiazdy nowe.

Algol to system składający się z trzech gwiazd. Z punktu widzenia Ziemi, Algol Aa1 i Algol Aa2 tworzą układ podwójny zaćmieniowy, ponieważ płaszczyzna orbity centralnego układu podwójnego znajduje się niemal na naszej linii widzenia, wskutek czego regularnie obserwuje się zaćmienia jaśniejszego składnika przez słabszy. Częściowe zaćmienia słabszego składnika przez jaśniejszy są niewidoczne dla oka, ale wykrywalne dla sprzętu pomiarowego.

Algol Aa2 okrąża Algol Aa1 na powyższej animacji złożonej z 55 zdjęć interferometru CHARA wykonanych w bliskiej podczerwieni, posortowanych według fazy orbitalnej. Ponieważ niektóre fazy są słabo pokryte, widzimy że Aa2 “przeskakuje” w niektórych punktach na swojej orbicie.

Jaśniejszy i bardziej masywny składnik Beta Persei Aa1 jest gwiazdą ciągu głównego, natomiast składnik Aa2, mniej masywny, jest podolbrzymem, czyli gwiazdą na późniejszym etapie ewolucyjnym. Jest to paradoksalne, gdyż masywniejsze gwiazdy ewoluują szybciej. Zjawisko to można wyjaśnić procesem wymiany masy między gwiazdami, który miał miejsce w przeszłości. Gwiazdy są na tyle blisko (5% odległości między Ziemią a Słońcem), że gdy pierwotnie masywniejszy składnik Aa2 osiągnął duże rozmiary i wypełnił swoją powierzchnię Roche’a, znaczna część jego materii została przyciągnięta przez mniejszą towarzyszkę.


BETA LYRAE

Ten znajdujący się w odległości 910–1010 lat świetlnych od nas układ podwójny został zobrazowany przez interferometr CHARA w 2008 roku. Naukowcy uzyskali zdjęcia beta Lyrae pokazujące dawcę materii i dysk otaczający biorcę. Dawca jest jaśniejszy i wydaje się być wydłużony. Tym samym jest to pierwsze bezpośrednie wykrycie deformacji gwiazdy z powodu sił grawitacyjnych.

Układ tworzą dwie gorące gwiazdy typu widmowego B. Jaśniejszy składnik to gorąca, masywna gwiazda ciągu głównego, otoczona przez dysk pyłowy, o jasności około 26.300 razy większej niż Słońce i temperaturze około 30 tysięcy kelwinów. Ma promień 6 razy większy niż promień Słońca i 13 razy większą masę. Jej towarzyszka to olbrzym o jasności 8600 razy większej niż Słońce i temperaturze ok. 13.300 K. Gwiazda ta osiągnęła promień 15 razy większy niż Słońce, a jej masa jest około trzykrotnie większa niż masa Słońca. Taki stan układu wynika z przepływu masy między składnikami. Układ jest na tyle ciasny, że olbrzym wypełnił swoją powierzchnię Roche’a i jest zdeformowany przez grawitacyjne oddziaływanie drugiego składnika do kształtu gruszki. Materia z tej gwiazdy przepłynęła na drugi składnik, zwiększając jego masę. Jaśniejszą gwiazdę otacza dysk materii, będącej w kontakcie z nią, rozciągający się do odległości 28,3 promieni Słońca. 


https://www.eso.org/public/news/eso9706/
https://hubblesite.org/contents/news-releases/1997/news-1997-26.html
https://www.spacetelescope.org/images/opo9726a/
https://www.urania.edu.pl/wiadomosci/gigantyczne-bable-na-powierzchni-czerwonego-olbrzyma-3925.html
https://owlcation.com/stem/Can-We-See-and-Picture-the-Surfaces-of-Other-Stars
https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_stars_with_resolved_images
http://www.chara.gsu.edu/press-release/zeta-andromedae

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.