HD 49798 – Błękitny podkarzeł z Rufy

Błękitny podkarzeł z Rufy, HD 49798

Konstelacja Rufy (Puppis) jest gwiazdozbiorem Nieba Południowego. Jego północna część jest widoczna z terenu Polski zimową porą. Jednak omawiana w tym referacie HD 49798 jest z Polski niedostępna przez cały rok.

Czemu mimo to warto przyjrzeć się (chociażby w teorii) tej 8-magnitudowej niepozornej gwieździe? Należy do rzadkich niebieskich gorących gwiazd klasy jasności VI. Jest tzw. błękitnym podkarłem, oznaczanym jako O6VI lub O6sd. Uchodzi za jedną z jaśniejszych znanych gwiazd w tej klasie jasności.
Temperatura powierzchni HD 49798 to aż 47.500 K +/- 2000 K. Odpowiada to pasmom zjonizowanego helu w widmie spektroskopowym- są one wybitnie wyraźne. Z kolei pasma wodorowe (Balmera) są bardzo słabe, a linie zjonizowanego tlenu lub węgla- całkowicie nieobecne. Pasma Balmera są bardzo słabe i dostrzegalne właściwie tylko na ich styku z pasmami helu II. Widoczne są też ślady helu neutralnego, a także podwyższony udział azotu (głównie poczwórnie zjonizowanego). Obecny jest również krzem w postaci Si3+ (dość słaby).

Układ podwójny:
HD 49798 współtworzy system podwójny zaćmieniowy, wzajemnie przenikający swoje granice Roche’a. o okresie obiegu nieco ponad półtorej doby. Składowa wtórna jest niewielka i prawdopodobnie pochłania materię, którą traci gwiazda pierwotna na skutek działania silnego wiatru gwiazdowego. Zaobserwowano emisję promieniowania rentgenowskiego (X) o krótkim okresie pulsacji (blisko 13 sekund). Druga z gwiazd uzyskałą oznaczenie: RX J0648.0–4418. Możliwe, że jest ono emitowane przez składnik wtórny, który wiruje z wielką prędkością, z okresem rotacji 13s. Prawdopodobnie jest on gwiazdą neutronową lub białym karłem (obiektem o wielkiej gęstości, zbudowanym z tzw. materii zdegenerowanej). W literaturze zagranicznej, gwiazda ta bywa określana po prostu jako „the compact object”. Masa podkarła szacowana jest na ok. 1,5 Mʘ, a rzekomego składnika wtórnego na blisko 1,28 Mʘ. Jasność absolutna składowej A jest blisko 4- krotnie wyższa od jasności Słońca.
Warto pamiętać, że oprócz 13- sekundowego cyklu związanego z rotacją gęstego komponentu, dostrzegalny również okres 1,55- dniowy, mający ścisły związek z wzajemną rotacją ciasnego systemu zaćmieniowego. Zaćmienie trwa około 1,2h. Podczas jego trwania, nadal można rejestrować promieniowanie X.
Emisja intensywnego promieniowania rentgenowskiego jest zjawiskiem obserwowanym u masywnych niebieskich gwiazd. Jest ona bezpośrednio związana z wpływem wiatru gwiazdowego. Jak widać, zjawisko to ma miejsce również u gorących niebieskich gwiazd o małej jasności (czyli u podkarłów). HD 49798 traci rocznie blisko 8 . 10-13 Mʘ. Gęsty obiekt pobiera tę materię i staje się coraz masywniejszy. Jeśli jego masa przekroczy tzw. limit Chandrasekhara (ok. 1,44 Mʘ), wówczas wybuchnie jako supernowa typu Ia, albo uformuje szybko wirującą gwiazdę neutronową.

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.