BŁĘKITNEJ OPOWIEŚCI CIĄG DALSZY- Czyli słów kilka o niezwykłych gwiazdach typu O i B.

Gorące gwiazdy o masie początkowej przekraczającej 20 mas Słońca rozpoczynają swoje gwiezdne życie jako obiekty należące do typu widmowego O. Wiele spośród nich jest odnajdywanych w gromadach otwartych lub asocjacjach. Z racji swojej znacznej jasności absolutnej, gwiazdy typu O mogą być obserwowane i badane z ogromnych odległości. Dysponując średniej wielkości teleskopem jesteśmy w stanie dostrzec nawet te, które są zlokalizowane w najodleglejszych zakątkach Drogi Mlecznej. Co więcej, naukowcy poddają analizie również gwiazdy typu widmowego O należące do sąsiednich galaktyk (np. w Wielkim Obłoku Magellana).

Warto pamiętać, że gorące błękitne gwiazdy to niezwykła rzadkość. Stanowią zaledwie niewielki ułamek procenta wszystkich obserwowanych gwiazd. Astronomowie szacują ich rozpowszechnienie na ok. 7 . 10-5 %.

GWIAZDA  PLASKETTA  (HIP 31646)

Niezwykła gwiazda zlokalizowana w konstelacji Jednorożca. Jest jedną z niewielu, która zyskała nazwę od nazwiska astronoma.  Gwiazda Plasketta jest systemem binarnym rozdzielnym spektroskopowo, w którego skład wchodzą dwa błękitne olbrzymy. Jedna ze składowych to nadolbrzym typu widmowego O8I, a druga jest olbrzymem typu O7,5III. Temperatura pierwszej z nich wynosi 35.000K, a drugiej 40.000 K. Oba komponenty orbitują wzajemnie wokół siebie z okresem zaledwie 14,4 doby. Sumaryczna jasność wizualna obu gwiazd to ok. 6m. Łączna masa systemu HIP 31646 to blisko 100 Mʘ, co czyni go jednym z najmasywniejszych znanych układów binarnych.

Pierwsza z gwiazd układu podwójnego (HIP 31646 A) jest określana pierwszą, gdyż jest nieco jaśniejsza od swej bliźniaczej składowej. Ale to gwiazda HIP 31646 B jest większa pod względem masy. Masa komponentu A wynosi ok. 43 Mʘ, a komponentu B blisko 54 Mʘ.

Promień HIP 31646 A wynosi 21 Rʘ, z kolei dla HIP 31646 mieści się w przedziale 14- 21 Rʘ.

Szczególnie interesująca jest znaczna różnica w prędkościach rotacji: składowa A: 75 km/h, a składowa B: 300 km/s. Tak szybki ruch wirowy przyczynił się do uformowania wokół drugiego ze składników dysku gazowej materii (co jest charakterystyczne dla szybko rotujących gwiazd). Na skutek działania siły odśrodkowej od gwiazdy odrywają się fragmenty materii, z której następnie tworzy się gazowy (złożony głównie z wodoru) dysk otaczający gwiazdę.

Widma spektroskopowe obu gwiazd są podobne (obie mają podobne typy widmowe O8I oraz O7,5III), ale dla HIP 31646 B linie widmowe są nieco słabsze i bardziej rozmyte (fakt ten ma znajduje uzasadnienie w ogromnej prędkości rotacji gwiazdy B).

Składowe gwiazdy Plasketta orbitują wzajemnie wokół siebie z okresem bliskim 14,4 doby. Ich dystans od Ziemi szacowany jest na ok. 6600 l.ś.

Gwiazda Plasketta należy do asocjacji OB2 Monocerotis, której jądro stanowi gromada otwarta NGC 2244. Całość mieści się w Mgławicy Rozeta. HIP 31646 jest położona ok. 107’ od centrum gromady NGC 2244. Istnieją podejrzenia  na temat słuszności tezy, która mówi o przynależności gwiazdy Plasketta do  OB2 Mon. Wątpliwości  wynikają m.in. ze względnie niskiej prędkości HIP 31646 względem pozostałych gwiazd asocjacji.

ODLEGŁY  UKŁAD  KONTAKTOWY,  CZYLI  VFTS 352

Gwiazdę tę można określić jako podwójny układ kontaktowy. Składowe systemu znajdują się na tyle blisko siebie, że ich otoczki oraz 30 procent materii są wspólne. Oba komponenty wypełniają wzajemnie swoje powierzchnie Roche’a.

VFTS 352 składa się z dwóch masywnych gwiazd (o masach większych od 25 Mʘ), z których obie należą do typu widmowego O. Środki obu składników dzieli dystans zaledwie 12 mln kilometrów. Okres ich wzajemnego obiegu to nieco ponad jedna doba.

Masa gwiazdy VFTS 352 A to 28,63 (+/- 0,30) Mʘ, a GFTS 352 B: 28,85 (+/- 0,30 Mʘ). Widzimy więc, że pod względem masy, obie gwiazdy są niemal identyczne. Skałdowa A jest nieco gorętsza od gwiazdy B: T1= 42.540 (+/- 280) K, T2= 41.120 (+/- 290) K.

Według obliczeń, oba komponenty są zbyt gorące jak na posiadaną przez nie masę. Pierwsza z gwiazd o 2700 K, a druga o 1100 K. Fenomen podwyższonej temperatury tłumaczy się wzmożonymi ruchami konwekcyjnymi typowymi dla ciasnego układu kontaktowego.

Mniej masywna gwiazda pobiera masę od swej bliźniaczki. Towarzyszące temu procesowi silne oddziaływania pływowe przyczyniają się do intensywnej konwekcji i mieszania materii zawartej we wnętrzach każdej z gwiazd.

VFTS 352 jest obiektem bardzo odległym. Znajduje się poza obszarem Drogi Mlecznej- w Mgławicy Tarantula, zlokalizowanej w Wielkim Obłoku Magellana. Gwiazdę dzieli od Ziemi ogromny dystans 160.000 l.ś.

Naukowcy podejrzewają, że VFTS 352 w odleglej przyszłości połączą się w jedną bardzo masywną gwiazdę o niezwykle wysokiej prędkości rotacji. Jeżeli jednak oba składniki systemu, dzięki działaniu sił pływowych zachowają swoją odrębność, to mogłyby zakończyć swój żywot w dwóch osobnych wybuchach supernowej. W efekcie miałyby szansę utworzyć się dwie czarne dziury o niewielkim stopniu separacji.

Uczeni zaobserwowali nieznaczne zmiany okresu orbitalnego gwiazd systemu VFTS 352. Może być to efektem powolnego zbliżania się składników ku sobie. Podobny układ binarny, V1309, po połączeniu składowych w jedną gwiazdę, uległ gwałtownej eksplozji.

Dokładny zapis typów widmowych, wraz z klasami jasności oraz dodatkowymi oznaczeniami wygląda następująco: A: O4,5V (n)((fc))z B: O5,5V (n)((fc))z.

10 LACERTAE

Gwiazda należąca do ciemnej, słabo widocznej konstelacji Jaszczurki. Nie jest szczególnie jasna, ale wykazując jasność 4,85m, może być przy dobrych warunkach dostrzeżona gołym okiem.

10 Lac jest gwiazdą potrójną, której główny składnik jest gorącą niebieską gwiazdą typu widmowego O należącą do ciągu głównego (O9V). Składnik B jest ciemny (ok 10m) i znajduje się w odległości 62’’ od 10 Lac A. Trzeci komponent jest oddalony od gwiazdy macierzystej o 3,6’’ i wykazuje bardzo niską jasność wizualną, ok 15m.

10 Lacertae zaliczana jest do asocjacji młodych gorących błękitnych gwiazd: OB1 Lac. Warto zauważyć, że jest jedną z niewielu gwiazd typu widmowego O widocznych gołym okiem.

Masa gwiazdy jest względnie wysoka: ok. 16 Mʘ. Możemy więc przypuszczać, że zakończy swoje gwiezdne życie jako supernowa. Gwiazdy o tych parametrach fizyko-chemicznych nie żyją zbyt długo. W przypadku 10 Lacertae czas życia nie przekroczy dziesięciu milionów lat. Promień gwiazdy to nieco ponad 8 promieni słonecznych, a jej jasność przekracza jasność naszej Dziennej Gwiazdy aż 98.000- 123.000- krotnie. Temperatura powierzchni 10 Lac sięga 32.000 K. Jej prędkość rotacji nie jest szczególnie wysoka (dwukrotnie niższa od szacowanej) i w obszarze równika wynosi blisko 31 km/s przy okresie obrotu równym 8 dni. Gwiazda traci każdego roku znaczną część swojej masy na skutek działania wiatru gwiazdowego. Masa ta sięga 1,6.10-7 masy Słońca rocznie. Prędkość wiatru gwiazdowego waha się w zakresie 1.400- 2.000 km/s.

Niska prędkość rotacji znajduje swe odzwierciedlenie w ostrych (wąskich) liniach spektroskopowych. Nie są one rozmyte, jak u większości wirujących z ogromną prędkością gwiazd typu O. Ponadto nie nakładają się na siebie wzajemnie- co też należy do rzadkości przy tych parametrach. Linie absorpcyjne 10 Lacertae są bardzo obfite. Znajdziemy w nich bogaty zestaw metali (pierwiastków o jądrze atomowym cięższym od jądra helu). Należą do nich m.in. chlor, siarka, krzem, glin czy magnez. Jednak zdecydowanie największy udział mają linie pochodzące od żelaza i krzemu.

 

ADHARA  (ε CANIS  MAJORIS)- PIERWSZA  W  NADFIOLECIE

Jedna z jaśniejszych gwiazd konstelacji Wielkiego Psa. Jest oddalona od Ziemi o 570 l.ś., a jej jasnoś wizualna jest bliska 1,5m, zatem bez problemu można ją dostrzec gołym okiem. Adhara jest jasnym olbrzymem (klasa jasności II) typu widmowego B1,5. Wyróżnia się piękną, intensywnie błękitną, zimną barwą (wskaźnik B-V wynosi ok. -0,21). Epsilon CMa tworzy układ binarny wraz z ciemną, 7,5-magnitudową gwiazdą oddaloną o ok. 8’’. System jest trudny do obserwacji, ponieważ komponent wtórny (ok. 250x słabszy) niknie w silnym blasku gwiazdy macierzystej.

Adhara posiada szczególną cechę: jest najsilniejszym znanym emiterem promieniowania ultrafioletowego. Jeżeli człowiek mógłby odbierać wizualnie fale UV, ε CMa byłaby najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie.

Temperatura powierzchni Adhary jest wysoka i wynosi ok. 22.000 K. Naukowcy podejrzewają, że gwiazda ta jest odpowiedzialna za jonizację materii wodorowej w jej bliskim otoczeniu.

 

Źródło:

  1. A. Almeida, H. Sana, S.E. deMink i inni: „Discovery of the massive overcontact binary VFTS 352: evidence for enhanced internal mixing”, September 2015.
  2. Strona internetowa ESO, artykuł pt.: “Ostatni pocałunek dwóch gwiazd zmierzających do katastrofy”, październik 2015.
  3. Notatki Jima Kalera, prof. Uniwersytetu w Illinois.
  4. Linder, G. Rauw: „The XMM-Newton view of Plaskett’s star and its surrounding”
  5. C. Brandt, S.R. Heap I inni: “An Ultraviolet Spectral Atlas od 10 Lacertae Obtainded With The Goddard High Resolution Spectrograph on The Hubble Space Telescope” 1998.

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.