GARŚĆ ZAPOMNIANYCH SKARBÓW ZE SZKATUŁY ŻYRAFY

Konstelacja Żyrafy (Camelopardalis) to z pozoru niemalże „pusty” obszar zlokalizowany w okolicy północnego bieguna niebieskiego. Został ustanowiony dopiero w 1614 r. i wypełnia obszar m.in.  pomiędzy gwiazdozbiorami Perseusza, Woźnicy, Kasjopei i Wielkiej Niedźwiedzicy. Żyrafa jest ciemną konstelacją. Najjaśniejsze z gwiazd do niej należących, swoją jasnością przekraczają wartość 4 magnitudo i żadna z nich nie posiada nazwy zwyczajowej. Przy zanieczyszczonym światłem, miejskim niebie, tak ciemny gwiazdozbiór  może być dla obserwatorów w ogóle niedostępny. Wg wielu źródeł, gwiazdozbiór ten jest „pusty”, czy „pozbawiony uroku”. Z pewnością nie napawa zachwytem przy próbie obserwacji gołym okiem, jak ma to miejsce np. w przypadku konstelacji Oriona, Kasjopei czy Skorpiona. Żyrafa skrywa Za to są one doskonale widoczne przy pomocy sprzętu o niewielkiej aperturze. Pochylmy się na moment nad niektórymi z tych niedocenianych wspaniałości:
 

1. α Camelopardalis– gorąca, niebieska gwiazda typu widmowego O9Ia, o temperaturze powierzchni dochodzącej do 30.000 K. Oznaczenie „alfa” może być nieco mylne, gdyż α Cam nie jest najjaśniejszą gwiazdą konstelacji. Jasność wizualna α Cam to 4,4^m– najjaśniejsza z gwiazd β Cam wykazuje 4,2^m. Wart uwagi jest fakt, iż α Cam to jasny nadolbrzym (L= 530.000 L_ʘ). Ale pomimo wybitnie wysokiej jasności absolutnej, widzimy ją jako dość słabą, ciemną gwiazdę. Jest to spowodowane ogromną odległością, jaka dzieli ją od Ziemi: aż 6.300 l.ś. Drugą z przyczyn niskiej jasności wizualnej jest obecność obfitego pyłu międzygwiazdowego w tym rejonie. Pył absorbuje część promieni świetlnych emitowanych przez gwiazdę, dlatego tylko niewielka ich ilość dociera do oczu obserwatora.
   α Camelopardalis, podobnie jak dobrze znana Zeta Ophiuchi, jest tzw. gwiazdą uciekającą. Oznacza to, że porusza się ona przez przestrzeń kosmiczną znacznie szybciej od większości gwiazd. Oddala się w ten sposób od swojej gromady macierzystej, w której powstała (NGC 1502). Przyczyny „ucieczki” Alfy Camelopardalis nie są jednoznaczne i zdania naukowców w tej kwestii są podzielone. Jedna z teorii zakłada, że głównym czynnikiem była eksplozja innej gwiazdy, która znajdowała się w bliskim otoczeniu α Cam. Drugim rozważanym powodem „ucieczki” omawianej gwiazdy jest jej grawitacyjna interakcja z innymi masywnymi obiektami.
   Masa α Camelopardalis jest wyjątkowo wysoka. Naukowcy szacują jej wartość na 25- 30 M_ʘ. Jednak gwiazda szybko traci swoją masę (sześć milionowych masy Słońca rocznie). Przyczyną gwałtownej utraty materii jest wpływ wiatru gwiazdowego. Ale mimo to, masa gwiazdy u końca jej życia zapewne pozostanie wystarczająca do wybuchu supernowej.

2. S Camelopardalis– nieco ponad 8-magnitudowa gwiazda z przeciwnego krańca widma spektroskopowego do poprzednio omawianej. Jest ona gwiazdą węglową typu widmowego C0e. Litera „e” dołączona do zapisu parametrów widmowych oznacza obecność linii emisyjnych pochodzących od wodoru.
   S Cam jest gwiazdą zmienną długookresową o pulsacyjnym charakterze zmian. W szczycie jasności, jasność wizualna gwiazdy sięga 8,0m, a w minimum przekracza wartość 10^m.
   Na początku dwudziestego stulecia, gwiazdy węglowe dzielono na trzy podtypy: R, N i S. Podtyp R charakteryzowała względnie wysoka (jak na gwiazdy węglowe) temperatura. Ale obecność w widmie absorpcyjnym delikatnych, słabych pasm węgla, jest powodem, by zaliczać S Cam do gwiazd węglowych. Słabe są nie tylko linie węgla, ale również intensywność czerwonego zabarwienia w porównaniu do pozostałych gwiazd typu widmowego C. Wskaźnik barwy S Camelopardalis to blisko +2,5^m.
   Na szczególną uwagę zasługuje charakterystyka cyklu zmienności omawianej gwiazdy. Jasność narasta (począwszy od punktu minimum) przez ok. sto dni i podobną ilość czasu utrzymuje się w maksimum jasności.  W maksymalnym punkcie, S Camelopardalis jest blisko 400-krotnie jaśniejsza od naszej Dziennej Gwiazdy. Jej promień 200- 300 razy przekracza rozmiary promienia Słońca. W ciągu trwania cyklu zmienności, promień gwiazdy zmienia się o 30% tej wartości.

3. BD Camelopardalis– chłodna, czerwona gwiazda należąca do bardzo rzadkiej grupy gwiazd cyrkonowych. Temperaturowo odpowiada gwiazdom wczesnego typu widmowego M (jej powierzchnia wykazuje 3.600 K). Jednak w jej widmie spektroskopowym widoczne są linie absorpcyjne cyrkonu (a dokładniej tlenku cyrkonu na +II stopniu utlenienia: ZrO). W przeciwieństwie do wielu gwiazd cyrkonowych, BD Cam nie wykazuje linii technetu w widmie (technet to niezwykle rzadki, lekki pierwiastek promieniotwórczy o liczbie atomowej Z= 43. Nie posiada żadnego izotopu trwałego jądrowo).
   Zabarwienie BD Cam jest ciemnopomarańczowe, jednak nie tak intensywne i głębokie, jak u gwiazd węglowych. Gwiazda ta przypomina w kwestii koloru np. Aldebarana albo Betelgezę. Jej wskaźnik barwy (B-V) wynosi zaledwie +1,64.
   Odkryto, że BD Cam stanowi ciasny układ podwójny, będący jednocześnie układem symbiotycznym (jedna z gwiazd pobiera materię od swej towarzyszki). Okres wzajemnego obiegu obu składowych systemu wynosi 596 dni.
   BD Camelopardalis, to jedna z jaśniejszych gwiazd cyrkonowych nocnego nieba. Wykazuje jasność wizualną bliską 5,0^m. Jasność ta podlega zmianom, ale w przeciwieństwie do wielu gwiazd cyrkonowych, zmiany te są niewielkie.
4. BK Camelopardalis– piękna, intensywnie błękitna gwiazda emisyjna typu widmowego B2,5V ne. Naley do zmiennych typu Gamma Cassiopeiae. Oznacza to, że w jej widmie spektroskopowym obecne są linie emisyjne wodoru (taka cecha należy do rzadkości, gdyż większość gwiazd posiada wyłącznie linie absorpcyjne). W przypadku BK Cam pasma emisyjne wodoru pochodzą od otoczki wodorowej, która formuje gazowy spłaszczony dysk materii, zlokalizowany w płaszczyźnie równika gwiazdy. Wodór ten wypływa z wnętrza BK Cam. Jak już wspomniano, jest to również gwiazda zmienna (typu у Cas), a owa zmienność ma swoją przyczynę we fluktuacjach gęstości dysku wodorowego wokół gwiazdy (raz dysk jest nieco bardziej, a innym razem nieco mniej obfity).
   Linie widmowe BK Cam są szerokie i rozmyte. Powodem takiego stanu rzeczy jest wyjątkowo szybka rotacja gwiazdy, dochodząca do 300 km/s w okolicach równika. Gwiazda jest dość masywna, ok. 8 M_ʘ i masz spore szanse u końca swego życia wybuchnąć jako supernowa. BK Cam jest niezwykle gorąca; temperatura jej powierzchni wynosi aż 21.000 K.
5. CQ Camelopardalis– gwiazda zmienna o średniej jasności równej 5,1^m. Należy do czerwonych jasnych olbrzymów typu widmowego M0II. Od Ziemi dzieli ją ogromny dystans, blisko 2.000 l.ś.
   Wskaźnik barwy CQ Cam to aż +2,05. Gwiazda wykazuje ciemnopomarańczowe zabarwienie. Warto wspomnieć, iż w odległości ok. 1^o od niej, zlokalizowana jest omówiona w poprzednim punkcie błękitna BK Cam. Obie gwiazdy tworzą wyjątkowo urokliwy, kontrastowy duet optyczny. Nie są skoniugowane grawitacyjnie, ale przy użyciu szerokokątnego okularu i przy niewielkim powiększeniu można ujrzeć obydwa obiekty w jednym polu widzenia. Co więcej, w bliskim sąsiedztwie CQ Cam oraz BK Cam nie ma równie jasnych gwiazd.
6. U Camelopardalis– jest to gwiazda podwójna tworzona przez gwiazdy: blisko 7-magnitudową, oraz ok. 9,5-magnitudową. Obie składowe dzieli ogromny dystans 209’’. Jaśniejsza z nich jest gwiazdą węglową o czerwonawej barwie, a ciemniejsza zachwyca błękitem. Należy do typu widmowego B8 ciągu głównego.
   U Cam jest gwiazdą zmienną pulsacyjną. Zalicza się do tzw. gwiazd wolnozmiennych, a jej cykl zmienności ma charakter nieregularny.
7. HIP 22465– podobnie jak U Camelopardalis, również jest gwiazdą podwójną. Nawet jasności wizualne składników systemu są zbliżone do tych u poprzedniej gwiazdy: 7,6^m oraz 9,4^m. Za to dystans pomiędzy nimi jest znacznie mniejszy, bo zaledwie: 12’’. Ale taki stopień separacji i tak pozwala na dostrzeżenie podwójnej natury gwiazdy, nawet przy użyciu niewielkiego sprzętu.
   Nie znaleziono szczegółowych danych na temat wtórnej składowej systemu, ale wiadomo, że gwiazda macierzysta jest pomarańczowa i należy do typu widmowego K0V, a jej wskaźnik barwy (B-V ) przyjmuje wartość +1,26. Na temat ciemniejszego komponentu wiadomo jedynie, że posiada sporo niższy wskaźnik barwy, +0,60. Sugeruje on zatem jasnożółte zabarwienie gwiazdy wtórnej.

Źródło:

1. Schulz: „Atlas Gwiazd”, str. 156- 157.
2. Pittich i D. Kalmancok: „Niebo na dłoni”, str. 214- 215.
3. Burnham: „Burnham’s Celestial Handbook”, str. 314- 328.
4. Jim Kaler- Uniwersytet w Illinois, notatki.
5. Katalog gwiazd podwójnych „Stelle Doppie”.