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.

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.