ALPHA URSAE MINORIS jako przewodniczka żeglarzy

Alpha Ursae Minoris jest najjaśniejszą gwiazdą z konstelacji Małej Niedźwiedzicy.  Jednocześnie zajmuje szczególne położenie na północnym nieboskłonie, z racji, że znajduje się najbliżej północnego bieguna niebieskiego. Widziana z terenu Polski nigdy nie zachodzi. Jest widoczna na niebie każdego dnia roku. Jest oddalona od Ziemi o 360 lat świetlnych.

Z perspektywy wirującej Ziemi, wszystkie widoczne na nocnym niebie ciała niebieskie poruszają się zataczając okrąg wokół nieruchomego punktu będącego  biegunem północnym. Gwiazda Polarna znajduje się bardzo blisko tego bieguna i z perspektywy Ziemi zdaje się nie poruszać. Położenie bieguna wyznacza dokładnie kierunek północny, a jego wysokość nad horyzontem jest równa szerokości geograficznej, na której znajduje się obserwator. Dzięki temu Gwiazda Polarna służyła niegdyś żeglarzom do nawigacji.

Gwiazda zmienna

To wyjątkowe położenie przyczyniło się do wnikliwych badań nad Gwiazdą Polarną i m.in. do odkrycia jej zmienności. W 1913 Pannekoek wysunął hipotezę, jako, że Alfa UMi ma naturę cefeidy. W 1983r. Arellano Ferro badał okres i amplitudę zmian jasności gwiazdy. Doszedł do wniosku, że okres pulsacji stale wzrasta w ostatnich stu latach. Z kolei amplituda pulsacji maleje. Spadek amplitudy został potwierdzony przez Kampela w 1984 roku.

Obecnie wiadomo, iż amplituda zmian jasności Gwiazdy Polarnej wykazuje tendencję malejącą, co może świadczyć, że gwiazda znajduje się w końcowym stadium swojej zmienności.

Okres zmian jasności jest bliski 4 dniom, a dokładnie wynosi on 3,96977 dnia. Polaris jest cefeidą o bardzo niskiej amplitudzie zmian jasności. Jasność waha się w przedziale 1,95- 2,05 magnitudo.

Cefeidy zmieniają okresowo swoją jasność, z racji na fluktuacje rozmiaru i kształtu.

Spowodowane jest to procesami zachodzącymi w jądrze gwiazdy, które przyczyniają się następnie do naprzemiennego rozszerzania i kurczenia jej materii. Stąd zmiany rozmiaru i kształtu.

Godny uwagi jest mechanizm pulsacji Gwaizdy Polarnej. Pulsacja następuje w nietypowy, nieregularny sposób. W typowej gwieździe pulsującej, materia gwiazdy na przemian puchnie i kurczy się jednolicie w całej objętości. Natomiast u Gwiazdy Polarnej można wyszczególnić warstwy, które pulsują każda we własnym tempie. Taki rodzaj pulsacji nazwa się po angielsku „first overtone pulsation”. Szkic przedstawia oba te procesy: pierwszy klasyczny (gdzie cala materia pulsuje w jednakowy sposób ) oraz first overtone pulsation, który dotyczy Polaris.

Typ widmowy oraz temperatura:

Ze zmienną naturą Gwiazdy Polarnej wiążą się również zmiany jej temperatury oraz typu widmowego. Zmiany typu widmowego mieszczą się w przedziale F7 Ib-II do F8 Ib-II w cyklu pulsacyjnym. Alfa UMa jest więc żółtym nadolbrzymem. Temperatura została oszacowana na podstawie skali (B-V) ~ Teff i wynosi 6200K (+/- 200K). Powierzchnia Gwiazdy Polarnej jest zatem nieco gorętsza od powierzchni Słońca (około 5800K). Zmiany temperatury oraz zmiany barwy αUMi podczas jej cuklu zmienności są niewielkie- podobnie jak zmiany jasności.

Gwiazda Polarna jako układ wielokrotny:

αUMi obserwowana przez niewielki amatorski teleskop widziana jest jako gwiazda podwójna o dużej różnicy między jasnością składników. W rzeczywistości to gwiazda potrójna, a biorąc pod uwagę jej dwa dalsze, słabo powiązane składniki, to nawet pięciokrotna. Przyjrzyjmy się bliżej każdemu z nich.

αUMi Aa: (gwiazda macierzysta, czyli główna składowa): jasność: 1,98 magnitudo, typ widmowy zmienny w zakresie F7 Ib-II do F8 Ib-II, masa: 4,5 masy Słońca.

αUMi Ab: jasność: 9,2 magnitudo, typ widmowy: F6 V, masa: 1,26 masy Słońca, odległość od Aa: 0,17”.

αUMi B: jasność: 8,8 magnitudo, typ widmowy: A6-F2, masa: 1,39 masy Słońca, odległość od Aa: 18,3”.

αUMi C: jasność: 13 magnitudo, odległość od Aa: 43”.

αUMi D: jasność: 12 magnitudo, odległość od Aa: 83”.

Istnieje również pogląd, iż dalsze ciemne składowe C i D są starsze od Gwiazdy Polarnej i nie są fizycznie z nią powiązane. Wniosek ten pochodzi stąd, że gwiazdy te nie zostały wykryte w paśmie promieniowania X.

Składnik B można obserwować nawet przez niewielki teleskop, z kolei składowa Ab jest zbyt blisko gwiazdy macierzystej i przy tak dużej różnicy jasności, niknie w jej silnym blasku.

Gwiazda αUMi B jest widoczna przez niewielki teleskop jako słaby sinawo-szary punkt. Jest nieco gorętsza od głównej składowej: 6900K. Jej skład chemiczny nieznacznie różni się od składu  αUMi A, z tym, że stężenia węgla, sodu oraz magnezu są bliższe wartościom stężeń tych pierwiastków w Słońcu. Wobec ogromnego nadolbrzyma αUMi, składnik B jako gwiazda ciągu głównego wydaje się być niewielki. Ale należy zaznaczyć, że jest ona blisko 4-krotnie jaśniejsza od naszej Dziennej Gwiazdy.

 

Źródło:

  1. M. Andrievsky, V.V. Kovtyukh i I.A. Usenko „The Chemical Composition of the s-Cepheids”, Departament of Astronomy, Odessa State University, 1993, Ukraina.
  2. http://www2.lowell.edu/rsch/npoi/publications/cepheids.php
  3. Schulz „Atlas gwiazd”, wydawnictwo RM, 2008, str. 132.
  4. Strona internetowa Jima Kalera, profesora astronomii z University of Illinois.
  5. B. Sanwal, B.S. Rautela, G.C. Joshi „An Analisis of the Spectrum of Alpha Ursae Minoris”, Utlar Pradesh State Observatory, India, September 1987r.
  6. Zdjęcie Polaris A, Ab i B: https://www.britannica.com/place/Polaris-star

 

 

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.