ALUDRA

NIEBIESKA ALUDRA – CZYLI O KOŃCÓWCE OGONA SŁÓW KILKA

W zimowe noce, tuż nad horyzontem majaczy niezwykła ozdoba wieńcząca ogon Wielkiego Psa. Aludra (Eta Canis Majoris) jest wyjątkowo jasną i gorącą gwiazdą wczesnego typu widmowego, B5Ia. Należy do klasy jasności nadolbrzymów. Dzieli ją od nas ogromny dystans, ok. 3.000 l.ś. Jednak dzięki swojej wysokiej jasności absolutnej (ok. 100.000 x wyższej niż jasność Słońca), Aludra jest dobrze widoczna z Ziemi- jej jasność wizualna sięga wartości 2,4^m. Jasność absolutna Aludry jest zbliżona do jasności Rigla (Beta Orionis). Rozmiarami Aludra 80- krotnie przewyższa naszą Dzienną Gwiazdę.
Ma intensywnie błękitne zabarwienie, co potwierdza wskaźnik koloru B- V = -0,08. Jednak z uwagi na niewielką wysokość, na którą gwiazda wznosi się ponad horyzont, Eta CMa sprawia wrażenie białawej. Temperatura jej powierzchni szacowana jest na 17.500- 20.000 K. W widmie spektroskopowym gwiazdy widoczne są linie helu. Obecne są też m.in. pasma wodorowe Hα, wykazując niekiedy intensywny profil P Cygni. Profil P Cygni charakteryzuje się występowaniem pasm zarówno emisyjnych jak i absorpcyjnych dla tego samego jonu albo molekuły. Wokół gwiazdy prawdopodobnie znajduje się otoczka gazowa, będąca pozostałością po dysku protoplanetarnym. Świadczy to o młodym wieku obiektu. Za istnieniem dysku protoplanetarnego przemawia obecność w widmie spektroskopowym Aludry takich pasm, jak np. silne linie absorpcyjne sodu oraz magnezu (Na⁺, Mg⁺ i Mg²⁺).
Aludra jest gwiazdą zmienną o okresie zmian 4,7 doby oraz amplitudzie 2,38- 2,48^m. Zalicza się ona do zmiennych typu Alpha Cygni, a więc jest zmienną pulsacyjną. Pulsacje te mają charakter nieradialny. Oznacza to, że materia gwiazdy zróżnicowana jest na warstwy, z których każda pulsuje we własnym tempie, niezależnie od reszty. I kiedy np. jedna z warstw ulega rozszerzaniu, inna zapada się.
W porównaniu do wielu innych gwiazd o podobnych parametrach widmowych, Eta CMa wykazuje stosunkowo niską prędkość rotacji, która wnosi zaledwie 57 km/s. Gwiazda jest bardzo masywna: prawie 20 M_ʘ. Oznacza to, że swoje życie zakończy silną eksplozją supernowej, pozostawiając po sobie obiekt złożony z materii zdegenerowanej. Rocznie Aludra traci (na skutek działania wiatru gwiazdowego) ok. 4,2 ^. 10^-7 M_ʘ.
W odległości ok. 169’’ od gwiazdy znajduje się 7-magnitudowy komponent wtórny, ale prawdopodobnie jest to para optyczna, a gwiazdy te nie tworzą systemu powiązanego grawitacyjnie. Z uwagi na znaczny stopień separacji, oraz wystarczająco dużą jasność ciemniejszej gwiazdy, układ może być z łatwością obserwowany nawet przez lornetkę.

————————————————————————-

Źródło:

1. Ridpatch: „The Monthly Sky Guide”, 2012.
2. B. Underhill: “The Spectrum of Eta Canis Majoris, B5Ia”, 1972.
3. B. Underhill: “Circumstellar Lines in The Spectrum od Eta Canis Majoris”, 1975.
4. Burnham: “Burnham’s Celestial Handbook”, tom I, str. 438.
5. Sapar i A. Sapar: “The IUE Ultraviolet Spectrum of Eta CMa”, 1991.