Skarby konstelacji ORIONA

Alpha Orionis (BETELGEZA)

Uważna analiza danych dotyczących poszczególnych gwiazd sprawia, że w pozornie powtarzalnych i nieciekawych obiektach zauważamy wyjątkowe, unikatowe cechy. Jednakże kompozycją wszelakich wyjątkowości okazuje się być jedna z najjaśniejszych gwiazd konstelacji Oriona: Betelgeza.

Betelgeza to czerwony nadolbrzym znajdujący się w końcowej fazie ewolucyjnej.

Należy do typu widmowego M2Iab.

Niska temperatura powierzchni: ok. 3.500 K.

Ciekawą cechą czerwonych nadolbrzymów typu widmowego M jest ich bardzo rozległa atmosfera, której szerokość przekracza 1 A.U.

Wskaźnik barwy (B-V)= +1,52. Wyraźna, intensywna, czerwono- pomarańczowa barwa. U horyzontu gwiazda silnie migocze. Przenikają się wówczas barwy ognista i oliwkowo-zielona.

Niezwykle jasna. Mimo sporej odległości (ok. 450 l.ś.) i tak nieźle widoczna. Jasność wiz. 0,45^m.

Silnie przeewoluowana gwiazda podlega ciągłym pulsacjom. Jej rozmiar nieustannie zwiększa się i zmniejsza na przemian. Stąd Betelgeza jest gwiazdą zmienną. Wykazuje zmienność półregularną, a zmiany jasności wiążą się m.inn. ze zmianami rozmiarów gwiazdy.

W latach 1937 – 1975 dokonano pomiarów jasności Betelgezy i stwierdzono, że maksymalna janość wizualna wynosiła -0,10^m, a minimalna: +1,1^m.

Światło widzialne emitowane przez Betelgezę stanowi zaledwie 13% wszystkich wyzwalanych fotonów. Ale jeśli oko ludzkie mogłoby dostrzegać wszystkie częstotliwości promieniowania elektromagnetycznego, to αOri byłaby najjaśniejszą spośród wszystkich gwiazd nocnego nieba. Reszta światła należy głównie do zakresu podczerwieni.

Średnica kątowa fotosfery u Betelgezy jest zmienna i oscyluje w zakresie: 0,043” – 0,056”. Fluktuacje te mają swą przyczynę w pulsacji gwiazdy. Jest jedną z nielicznych gwiazd, dla których można sfotografować tarczę.

Gamma Orionis (BELLATRIX)

Jasna gwiazda: 1,6^m.

Typ widmowy: B2III, błękitny olbrzym.

Jest jedną z gorętszych jasnych gwiazd: 22.000 K. Jest pod tym względem podobna do Spiki czy gwiazd z Pasa Oriona.

Ma jeden z niższych wskaźników barwy, a zatem jest wyjątkowo błękitna w porównaniu do większości jasnych gwiazd. Wskaźnik B-V dla Gammy Orionis wynosi -0,22.

W jej widmie widoczne są pasma helu pojedynczo zjonizowanego (He⁺). Jednak temperatura 22.000 K okazuje się niewystarczająca do pełnej jonizacji helu. Dostrzegalne są również linie helu obojętnego oraz linie jonów wodorowych.

Spośród wszystkich jasnych gwiazd konstelacji Oriona, Bellatrix znajduje się najbliżej Ziemi (ok. 250 l.ś.)

Bellatrix jest masywną gwiazdą: liczy nieco ponad 8 M_ʘ. Jeśli pomimo silnego wiatru gwiazdowego, który przyczynia się do nieustannej utraty materii, gwiazda zachowa zbliżoną masę, to ma szansę zakończyć życie jako supernowa.

W odległości ok. 178’’ od głównego składnika, znajduje się komponent wtórny: Gamma Orionis B o niewielkiej jasności wizualnej: 10,5^m. Jest czerwoną gwiazdą typu widmowego M0V o połowie masy Słońca.

Lambda Orionis (Meissa)

Inna nazwa Meissy to: Heka.

Wraz z gwiazdami Psi 1 i Psi 2 Orionias tworzy symboliczny zarys głowy Oriona.

Jak na gwiazdę formującą kształt konstelacji, jest dość ciemna. Jej jasność wizualna to zaledwie: 3,5^m.

Meissa jest układem wielokrotnym, składa się prawdopodobnie z 6 komponentów (wg katalogu gwiazd podwójnych i wielokrotnych: Stelle Doppie).

λ Ori A: O8 III f. Jego temperatura wynosi około 35.000K. Uzupełnienie f oznacza, ze gwiazda wykazuje linie spektroskopowe helu i azotu trójdodatniego

λ Ori B to gwiazda niewiele chłodniejsza od swej bliźniaczki: B0,5 V oraz blisko 25.000 K.

Obie gwiazdy emitują wysokoenergetyczne fotony promieniowania ultrafioletowego oraz rentgenowskiego. Są od siebie odległe o dystans 4,5’’. A zatem nie jest to układ nadający się do obserwacji przy pomocy lornetek czy małych teleskopów. Za to czynnikiem korzystnym będzie niska różnica jasności pomiędzy obiema gwiazdami. Jasności wizualne systemu λ Ori A i B wynoszą: 3,51^m i 5,45^m i ciemniejszy składnik nie niknie w świetle jaśniejszego z nich.

Wskaźnik barwy (B-V)= -0,18. Meissa jest błękitna. Barwa ta jest dostrzegalna. W okularze teleskopu wydaje się być mroźno-niebieskawa.
Jaśniejsza z nich jest wyraziście szafirowo-błękitna, słabsza z kolei jest biała z lekkim błękitnawo-turkusowym odcieniem. Katalog Stelle Doppie sugeruje obecność jeszcze czterech, znacznie ciemniejszych składników systemu:

Komponent systemu λ Ori	Jasność wizualna	Stopień separacji (wzgl. λ Ori A)
A	3,51	nie dotyczy
B	5,45	4,5’’
C	10,72	29,3’’
D	9,63	78,5’’
E	9,22	151,1’’
F	12,9	61,6’’

Lambda Orionis oglądana w świetle podczerwonym okazała się być otoczona olbrzymią mgławicą, nazywaną niekiedy „pierścieniem Meissy”. Mgławica ta jest pobudzana do świecenia przez gwiazdy systemu. Pierścień ma średnicę około 150 l.ś (na niebie zajmuje obszar 10^o x 10^o). Jest to silny obszar gwiazdotwórczy.

Sigma Orionis

Niezwykła gwiazda wielokrotna. Literatura podaje, ze układ ten składa się z 5 komponentów.

Główny komponent (A/B) to gwiazda podwójna o bardzo małym stopniu separacji (ok. 0,2’’). Jej sumaryczna jasność to 3,8^m, a zatem bez problemu widoczna gołym okiem. Jest złożona z gwiazdy typu widmowego O9,5V oraz B0,5V.
Ma bardzo niski wskaźnik barwy: -0,25. Taki sam jak Spika. Jest więc intensywnie niebieska.

Składowa C to gwiazda ciągu głównego, typu widmowego A2Vn. Jest oddalona od głównych składników o ok. 12’’.

Komponent D, to gwiazda wczesnego typu widmowego: B2V o bardzo niskim wskaźniku barwy: -0,20. Jest oddalona od A/B o 13’’ i wykazuje nietypowy kolor przy obserwacjach wizualnych. Ja oceniam go jako fioletowo-brązowy,  brudny.

Gwiazda E jest żywo- liliowa i zalicza się do typu widmowego B2 IV- V p.

Pas Oriona (Delta, Epsilon, Zeta Orionis), Collinder 70.

Wszyscy dobrze znamy asteryzm, który nazywamy Pasem Oriona. Ale warto wspomnieć, że jest to tak naprawdę gromada otwarta, zawierająca m.inn. wszystkie gwiazdy Pasa oraz przed chwilą omówiony system wielokrotny: Sigma Orionis. Oprócz tego ok. 100 innych, ciemnych gwiazd, w większości ciemniejszych od 10^m.

Collinder 70 to gromada, a zatem możemy uznać, iż Pas Oriona jest skoniugowany grawitacyjnie.

Cała gromada jest dość rozległa powierzchniowo (ok. 3 st. średnicy) i może być obserwowana przez lornetkę o szerokim polu widzenia, np. 10×50.

Delta Orionis (Mintaka):

Gwiazda poczwórna (główny komponent jest podwójny spektralnie). Składowe A/B i C są dobrze widoczne, nawet dla posiadaczy niewielkiego sprzętu. Gwiazdy dzieli dystans 53’’, a ich jasności to 2,4^m oraz 6,8^m. Wszystkie bardzo wczesnych typów widmowych  O oraz B.
Gwiazdy A/B , widizane jako jedna gwiazda są wizualnie błękitnawe, a komponent C zdaje się być granatowy.

Zeta Orionis (Alnitak):

Jasna gwiazda potrójna: 1,9^m typu widmowego O9,7 Ib + B0III. Jest to system podwójny spektroskopowo.
W odległości 58’’ od nich obecna jest gwiazda 9,5- magnitudowa.

Epsilon Orionis (Alnilam):

Gwiazda podwójna, złożona z 1,7-magnitudowego jasnego nadolbrzyma typu B0 Ia. A odległości ok. 180’’ jest zlokalizowany składnik wtórny. Bardzo ciemny, ponad 11-magnitudowy. Co ciekawe, ciemny składnik jest czerwonawą gwiazdą, o czym możemy wnioskować ze wskaźnika barwy równego +1,40.

Theta 1 Orionis (Gwiazda wielokrotna znana pod nazwą Trapezium)

W samym sercu słynnej Wielkiej Mgławicy w Orionie mieści się zwarta młoda gromada otwarta. Gołym okiem jest widoczna jako pojedyncza, słaba gwiazda- środkowa z gwiazd symbolicznego Miecza Oriona.
Trapez to jedna z najmłodszy znanych gromad otwartych. Jest oddalona od Ziemi o 1500 l.ś. Znajdują się w niej gwiazdy na wczesnych etapach ewolucji, wśród nich również systemy gwiezdne  otoczone dyskami protoplanetarnymi.
W obszarze Trapezu odkryto brązowe karły. Ale są one zbyt ciemne, aby można było je dostrzec w zakresie światła widzialnego (nawet przy użyciu teleskopu Hubbl’a). Dopiero obraz zarejestrowany w paśmie podczerwonym otwiera taką możliwość. Dzięki specjalnej kamerze zapisującej obraz w zakresie bliskiej podczerwieni, stwierdzono obecność blisko pięćdziesięciu brązowych karłów należących do gromady Theta 1 Ori. Cztery najjaśniejsze gwiazdy Trapezu: Theta 1 Ori A, B, C oraz D tworzą charakterystyczny kształt (stąd nazwa gromady).

W Orionis:
6- magnitudowa gwiazda węglowa typu widmowego C5,4. Jasna i łatwa w lokalizacji. Bardzo wysoki wskaźnik barwy: +3,4.
Jedna z najjaśniejszych gwiazd węglowych nocnego nieba.

 

 

FU Orionis:
przedziwna zmienna, prekursorka grupy zmiennych typu FU Ori. Należy do klasy jasności poprzedzającej ciąg główny i zaliczana jest do tzw. młodych obiektów gwiazdowych. Leży około 3 stopnie na północny zachód od Betelgezy. Niezwykła gwiazda zmienna, o ogromnej amplitudzie zmienności. Jej jasność wizualna wahała się w przedziale 16- 9,7^m. Sugeruje obecność układu akrecyjnego. A pojaśnienia związane są z rozbłyskami. W chwili rozbłyski jej typ widmowy to F. W stanie podstawowym, to nawet późny G. FU Orionis otoczona jest gazowym dyskiem akrecyjnym.

1 193 views