β CENTAURI

Niezwykle jasna, druga co do jasności gwiazda w gwiazdozbiorze Centaura, zwana zwyczajowo Hadar, która nosi nazwę systematyczną beta Centauri. Z racji położenia nie jest dostępna dla obserwatorów z Polski. Odznacza się wysoką jasnością wizualną, nie przekraczającą jednego magnitudo (0,6m), co sprawia, że Hadar zalicza się do najjaśniejszych gwiazd nocnego nieba i zajmuje pod tym względem dziewiąte miejsce (jest jaśniejszy nawet od Capelli Aa).

Na niebie widoczny jest zaledwie 4,5 stopnia od jeszcze jaśniejszego obiektu: alfy Centauri. Hadar jest gwiazdą odległą od Ziemi, dzieli ją od nas niemal 500 l.ś., ale mimo to jest doskonale widoczna z uwagi na swoją wysoką jasność absolutną; jest niebieskim olbrzymem typu widmowego B1III, podobnym parametrami do gammy Orionis. Wskaźnik koloru jest wyjątkowo niski, wynosi -0,22. Nic dziwnego, temperatura powierzchni tej niebieskiej gwiazdy to aż 21.100 K.

Porównanie wielkości Bety Centauri do Słońca i Syriusza

Hadar jest zmienną pulsacyjną krótkookresową typu beta Cephei (dotyczy to pierwszej składowej systemu spektralnie podwójnego). Jest to grupa gwiazd zmiennych o bardzo niskich amplitudach jasności (dziesiąte części magnitudo) oraz krótkim okresie pulsacji (kilka godzin). Jest to wąska grupa obiektów, gdyż obejmuje gorące gwiazdy, które opuściły już ciąg główny (podolbrzymy, olbrzymy, etc). Okres zmienności bety Centauri to ok. 3 godziny i 46 minut. Tak naprawdę gwiazda podlega kilku cyklom, mających miejsce równolegle (jest ich co najmniej cztery).

Prędkość rotacji składników układu β Cen A jest spora, ale nie nadzwyczaj wysoka. Różni się też dla obu gwiazd, które pod względem parametrów widmowych są do siebie podobne. Gwiazda Aa wiruje blisko 2,5- krotnie szybciej od swojej bliźniaczki: 190 (+/- 20) [km/s] (Aa) oraz 75 (+/- 15) [km/s] (Ab).

Co ciekawe, Hadar stanowi intensywne źródło promieniowania rentgenowskiego (X), ale zmienność w zakresie tych fal nie wykazuje związku z podstawowym cyklem zmian jasności wizualnej. I prawidłowo- zmienność krótkookresowa dla fal z zakresu X nie jest obserwowana dla gorących gwiazd typu O lub B. Źródłem silnego promieniowania rentgenowskiego są prawdopodobnie fale uderzeniowe tworzące się podczas interakcji wiatrów gwiazdowych obu składników ciasnego systemu binarnego. Przyjrzyjmy się bliżej budowie bety Centauri:

Jest to spektroskopowy układ podwójny gwiazd oddalonych od siebie o zaledwie 4 jednostki astronomiczne. Blisko 0,3’’ od składników Aa oraz Ab znajduje się trzeci składnik: B, który jest dostępny dla obserwatorów dysponujących teleskopem o wysokiej aperturze. Obserwacje nie są łatwe z uwagi na znaczną różnicę jasności. Gwiazda β Cen A (łącznie Aa i Ab) wykazują jasność wizualną aż 0,6m, a β Cen B zaledwie 3,95m, w skutek czego niknie w silnym blasku gwiazdy macierzystej.
Masy Aa oraz Ab są do siebie podobne: blisko 9,1 Mʘ , a ich wzajemny okres orbitalny wynosi rok.

Źródło:
1. R. Burnham: „Burnham’s Celestial Handbook” cz. I, str. 553.
2. A.J.J. Raassen, N.A. Miller, J.P. Cassinelli i R. Mewe: “XMM- Newton Observations of β Centauri (B1 III) […]” 2005.
3. J.C. Seamus Davis, A. Mendez: “Orbital Parametres, Masses and Distance to β Centauri determined with the Sydney University Stellar Interferometer and high- resolution spectroscopy” 2005.
4. E. Alecian, O. Kochukhov I inni: “First HARPSpol Discoveries of Magnetic Fields in Masive Stars” 2011.