RW Tauri

RW TAURI

W konstelacji Byka znajduje się dość ciemna i niepozorna gwiazda podwójna RW Tauri. Jest to układ spektroskopowo podwójny złożony z błękitnej gorącej gwiazdy ciągu głównego oraz nieco przeewoluowanego chłodnego pomarańczowego podolbrzyma:

Parametry fizyko- chemiczne:

B8Ve + K0IV

Średnica składnika A to ok. 2,25 średnicy Słońca, a składnika B: blisko 3,00. Masa pierwszej gwiazdy wynosi 2,55 Mʘ, a dla drugiej jest to zaledwie 0,55 Mʘ. Gwiazda A jest aż 130- krotnie jaśniejsza od Słońca, zaś gwiazda B tylko 3,5- krotnie. Warto zauważyć, że składowa B opuszczając ciąg główny znacznie powiększyła swoją objętość w porównaniu do objętości, jaką posiadała znajdując się w stadium karła. Na skutek wzrostu objętości, jej gęstość znacząco zmalała i jest ok. 10- krotnie niższa od gęstości komponentu A. Obie gwiazdy dzieli dystans zaledwie 0,05 A.U. i prawdopodobnie częściowo wypełniają swoje powierzchnie Roche’a. System zawiera jeszcze jeden (co najmniej) składnik powiązany grawitacyjnie. Jest nim słaba, ok. 12,5- magnitudowa gwiazda oddalona o 1’’.

Gorąca gwiazda typu B (składowa A) wykazuje cechy gwiazdy emisyjnej. Jest pierwszą gwiazdą, u której przewidziano i potwierdzono obecność dysku materii otaczającego obiekt. Dysk ten wiruje wokół obiektu i wraz z nim podlega cyklowi zaćmień. Rzecz jasna dysk wodorowy nie może być dostrzeżony podczas obserwacji wizualnych ani nawet na fotografiach z długim czasem naświetlania. Ale za to można jego obecność odczytać dzięki niektórym trudno dostrzegalnym cechom widma spektroskopowego gwiazdy RW Tauri. Obecność tych pasm można stwierdzić podczas zaćmienia składowej A (niebieskiej) przez składową B (pomarańczową). Na podstawie przesunięcia Dopplera pasm spektroskopowych stwierdzono, że dysk wodorowy wykonuje pełen obrót wokół gwiazdy z okresem rotacji ok. 14 godzin. Oznacza to, że mknie on wokół gwiazdy macierzystej z prędkością ok. 350 km/s.

Dlaczego obecność dysku nie jest póki co możliwa poza momentem zaćmienia? Wówczas przeszkadza w tym blask gwiazdy, znacznie przewyższający intensywnością ten pochodzący od wirującego strumienia materii. Jasność wodorowego dysku jest blisko 1000-krotnie słabsza od jasności gorącej błękitnej gwiazdy. Sytuację można porównać do widoczności korony słonecznej podczas zaćmienia. Podejrzewa się, że dysk powstał z gazu jednej z gwiazd ciasnego systemu, oderwany na skutek znacznych sił pływowych. Podobna sytuacja ma miejsce w przypadku gwiazd Beta Lyrae lub U Cephei. Średnica otoczki wodorowej osiąga wartość porównywalną do czterech średnic Słońca.

RW Tauri wykazuje linie emisyjnie wodoru, ale również słabe pasma emisyjne pochodzące od wapnia(II), magnezu(II) oraz żelaza(II). Nie zaobserwowano pasm absorpcyjnych odpowiadających liniom emisyjnym- brak profilu typu P Cygni.

Zmienność:
Ciasny układ podwójny stanowi gwiazdę zmienną zaćmieniową (z uwagi na cyklicznie występujące zaćmienia i związane z nimi spadki jasności). Co ciekawe, okres zmienności nie jest stały, a poszczególne interwały czasowe nieco różnią się od siebie. Utrudnia to obserwacje zmienności gwiazdy RW Tauri. Czas występowania minimów jasności może różnić się od kalkulacji nawet o dwie godziny. Za przyczynę zmienności okresu podejrzewa się obecność trzeciego składnika.

Zaćmienie składowej A przez składową B wiąże się z bardzo silnym spadkiem jasności, która w zakresie nadfioletu maleje w chwili zaćmienia aż o 3,5m.  Z 8,0 spada w szczytowym momencie do ok. 11,5m. Okres zmienności gwiazdy RW Tauri wynosi około 2,77 doby, a czas trwania zaćmienia to blisko 84 minuty.

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.