IOTA ORIONIS, czyli bijące serce Oriona

IOTA ORIONIS (HATSYA)- czyli bijące serce Oriona

W sercu konstelacji Orina znajduje się niebieski olbrzym typu widmowego O9III. Mimo ogromnego dystansu, jaki dzieli nasz układ słoneczny od tej gwiazdy (2.300 l.ś.), jasność wizualna obiektu pozostaje wysoka, ok. 2,8^m i jest on bez trudu dostrzegalny gołym okiem (współtworząc symboliczny zarys miecza Oriona) i dostępny do obserwacji wyłącznie zimową porą, kiedy konstelacja Oriona góruje wysoko nad horyzontem.

Iota Orionis to w rzeczywistości układ wielokrotny zbudowany z co najmniej czterech komponentów. Główna składowa A jest systemem spektroskopowo podwójnym, w którego skład wchodzi niebieski olbrzym typu widmowego O9III oraz biało-niebieski olbrzym: B1III-IV. Oba składniki orbitują wokół wspólnego środka masy z okresem ok. 29 dni. Obie gwiazdy są podobne do siebie pod względem temperatury oraz klasy jasności, co znajduje przełożenie m.inn. w składzie widma spektroskopowego, w którym wyróżniają się pasma helu He⁺ oraz azotu na różnych stopniach jonizacji.

Jest jednak pewna intrygująca cecha owego układu podwójnego: szacowany wiek komponentów jest różny dla każdej z gwiazd. Istnieje podejrzenie, że gwiazdy te miały udział w kolizji, która doprowadziła do odrzucenia w przeciwnych kierunkach gwiazd mu Columbae oraz AE Aurigae (omówionych w osobnym referacie: https://astrofan.pl/blekitne-rodzenstwo-rozdzielone-na-wieki/). Na skutek kolizji, dwie pozostałe gwiazdy uformowały nowy system podwójny, znany obecnie jako składowa Aa oraz Ab iota Orionis.
Gwiazdy te znajdują się tak blisko siebie, że na skutek oddziaływania sił pływowych wzajemnie się odkształcają. Ma to przejaw w charakterystyce wykresu zmienności, zwłaszcza w momencie perycentrum. Silna deformacja ma miejsce w 0,9- 1.0 fazie cyklu. Masa składnika Aa wynosi nieco ponad 23 M_ʘ, a Ab ok. 13 M_ʘ. Są to więc gwiazdy bardzo masywne, które zakończą życie wybuchem supernowej. Promień każdej z nich wynosi odpowiednio: ok. 9 M_ʘ oraz niemal 5M_ʘ.
Jasność gwiazdy jest stała przez blisko 90% czasu trwania cyklu. Jednak okresowo obserwujemy nagłą zmianę jasności. Orbita, po której składowe wzajemnie się obiegają, jest mocno eliptyczna (e = 0.764), co oznacza, że w momencie największego zbliżenia gwiazdy znajdują się niemal 8-krotnie bliżej siebie niż w chwili ich skrajnego oddalenia. Wówczas następuje silna deformacja kształtu obu gwiazd, co prowadzi do poważnych zmian w ich jasności. Wykres zmienności przypomina nieco bicie serca (wykres z elektrokardiogramu). W jednej z monografii naukowych, zmienność ioty Orinis została przyrównana do „najpotężniejszego uderzenia serca”. Wyodrębniono nawet osobną grupę gwiazd zmiennych, zwanych „heartbeat stars”, których podstawowy poziom jasności ma charakter pulsacyjny, łagodnie sinusoidalny, cyklicznie przerwany wyraźnym minimum. Analiza przebiegu zmienności takich układów jest cennym narzędziem w precyzyjnym określaniu masy oraz promienia gwiazd składowych systemu. Iota Orionis Aa i Ab to wyjątkowo masywne gwiazdy i z tego powodu szczególny przypadek „heartbeat stars”. Zjawisko było zwykle obserwowane dla systemów mniej masywnych (n. typy widmowe A lub F).

Temperatury powierzchni dwóch składników są bardzo wysokie i wynoszą odpowiednio: 32.000 K oraz 28.000 K. Gwiazdy ulegają dość szybkiej (ale nie wybitnie wysokiej) rotacji: 120 km/s i 75 km/s.

Warto również wspomnieć o pozostałych składnikach systemu iota Orionis. W odległości ok 11’’ od gwiazd macierzystych znajduje się 7-magnitudowa błękitna gwiazda typu widmowego B8III. Blisko 49’’ od Aa/Ab jest obecna słaba gwiazda (10^m) iota Ori C, o białej barwie, należąca do typu widmowego A0.