Skocz do zawartości

Błękitnej opowieści ciąg dalszy- czyli słów kilka o gwiazdach O i B


Gość Bellatrix

Rekomendowane odpowiedzi

Gość Bellatrix

BŁĘKITNEJ OPOWIEŚCI CIĄG DALSZY-

Czyli słów kilka o niezwykłych gwiazdach typu O i B

post-29939-0-56070200-1491433077.png

Gorące gwiazdy o masie początkowej przekraczającej 20 mas Słońca rozpoczynają swoje gwiezdne życie jako obiekty należące do typu widmowego O. Wiele spośród nich jest odnajdywanych w gromadach otwartych lub asocjacjach. Z racji swojej znacznej jasności absolutnej, gwiazdy typu O mogą być obserwowane i badane z ogromnych odległości. Dysponując średniej wielkości teleskopem jesteśmy w stanie dostrzec nawet te, które są zlokalizowane w najodleglejszych zakątkach Drogi Mlecznej. Co więcej, naukowcy poddają analizie również gwiazdy typu widmowego O należące do sąsiednich galaktyk (np. w Wielkim Obłoku Magellana).

Warto pamiętać, że gorące błękitne gwiazdy to niezwykła rzadkość. Stanowią zaledwie niewielki ułamek procenta wszystkich obserwowanych gwiazd. Astronomowie szacują ich rozpowszechnienie na ok. 7 . 10-5 %.

 

 

GWIAZDA PLASKETTA (HIP 31646)

Niezwykła gwiazda zlokalizowana w konstelacji Jednorożca. Jest jedną z niewielu, która zyskała nazwę od nazwiska astronoma. Gwiazda Plasketta jest systemem binarnym rozdzielnym spektroskopowo, w którego skład wchodzą dwa błękitne olbrzymy. Jedna ze składowych to nadolbrzym typu widmowego O8I, a druga jest olbrzymem typu O7,5III. Temperatura pierwszej z nich wynosi 35.000K, a drugiej 40.000 K. Oba komponenty orbitują wzajemnie wokół siebie z okresem zaledwie 14,4 doby. Sumaryczna jasność wizualna obu gwiazd to ok. 6m. Łączna masa systemu HIP 31646 to blisko 100 Mʘ, co czyni go jednym z najmasywniejszych znanych układów binarnych.

Pierwsza z gwiazd układu podwójnego (HIP 31646 A) jest określana pierwszą, gdyż jest nieco jaśniejsza od swej bliźniaczej składowej. Ale to gwiazda HIP 31646 B jest większa pod względem masy. Masa komponentu A wynosi ok. 43 Mʘ, a komponentu B blisko 54 Mʘ.

Promień HIP 31646 A wynosi 21 Rʘ, z kolei dla HIP 31646 mieści się w przedziale 14- 21 Rʘ.

post-29939-0-31705400-1491433093_thumb.png

 

Szczególnie interesująca jest znaczna różnica w prędkościach rotacji: składowa A: 75 km/h, a składowa B: 300 km/s. Tak szybki ruch wirowy przyczynił się do uformowania wokół drugiego ze składników dysku gazowej materii (co jest charakterystyczne dla szybko rotujących gwiazd). Na skutek działania siły odśrodkowej od gwiazdy odrywają się fragmenty materii, z której następnie tworzy się gazowy (złożony głównie z wodoru) dysk otaczający gwiazdę.

Widma spektroskopowe obu gwiazd są podobne (obie mają podobne typy widmowe O8I oraz O7,5III), ale dla HIP 31646 B linie widmowe są nieco słabsze i bardziej rozmyte (fakt ten ma znajduje uzasadnienie w ogromnej prędkości rotacji gwiazdy B .

Składowe gwiazdy Plasketta orbitują wzajemnie wokół siebie z okresem bliskim 14,4 doby. Ich dystans od Ziemi szacowany jest na ok. 6600 l.ś.

 

Gwiazda Plasketta należy do asocjacji OB2 Monocerotis, której jądro stanowi gromada otwarta NGC 2244. Całość mieści się w Mgławicy Rozeta. HIP 31646 jest położona ok. 107’ od centrum gromady NGC 2244. Istnieją podejrzenia na temat słuszności tezy, która mówi o przynależności gwiazdy Plasketta do OB2 Mon. Wątpliwości wynikają m.in. ze względnie niskiej prędkości HIP 31646 względem pozostałych gwiazd asocjacji.

 

 

ODLEGŁY UKŁAD KONTAKTOWY, CZYLI VFTS 352

Gwiazdę tę można określić jako podwójny układ kontaktowy. Składowe systemu znajdują się na tyle blisko siebie, że ich otoczki oraz 30 procent materii są wspólne. Oba komponenty wypełniają wzajemnie swoje powierzchnie Roche’a.

VFTS 352 składa się z dwóch masywnych gwiazd (o masach większych od 25 Mʘ), z których obie należą do typu widmowego O. Środki obu składników dzieli dystans zaledwie 12 mln kilometrów. Okres ich wzajemnego obiegu to nieco ponad jedna doba.

Masa gwiazdy VFTS 352 A to 28,63 (+/- 0,30) Mʘ, a GFTS 352 B: 28,85 (+/- 0,30 Mʘ). Widzimy więc, że pod względem masy, obie gwiazdy są niemal identyczne. Skałdowa A jest nieco gorętsza od gwiazdy B: T1= 42.540 (+/- 280) K, T2= 41.120 (+/- 290) K.

Według obliczeń, oba komponenty są zbyt gorące jak na posiadaną przez nie masę. Pierwsza z gwiazd o 2700 K, a druga o 1100 K. Fenomen podwyższonej temperatury tłumaczy się wzmożonymi ruchami konwekcyjnymi typowymi dla ciasnego układu kontaktowego.

Mniej masywna gwiazda pobiera masę od swej bliźniaczki. Towarzyszące temu procesowi silne oddziaływania pływowe przyczyniają się do intensywnej konwekcji i mieszania materii zawartej we wnętrzach każdej z gwiazd.

 

post-29939-0-97843600-1491433114.png

 

VFTS 352 jest obiektem bardzo odległym. Znajduje się poza obszarem Drogi Mlecznej- w Mgławicy Tarantula, zlokalizowanej w Wielkim Obłoku Magellana. Gwiazdę dzieli od Ziemi ogromny dystans 160.000 l.ś.

Naukowcy podejrzewają, że VFTS 352 w odleglej przyszłości połączą się w jedną bardzo masywną gwiazdę o niezwykle wysokiej prędkości rotacji. Jeżeli jednak oba składniki systemu, dzięki działaniu sił pływowych zachowają swoją odrębność, to mogłyby zakończyć swój żywot w dwóch osobnych wybuchach supernowej. W efekcie miałyby szansę utworzyć się dwie czarne dziury o niewielkim stopniu separacji.

Uczeni zaobserwowali nieznaczne zmiany okresu orbitalnego gwiazd systemu VFTS 352. Może być to efektem powolnego zbliżania się składników ku sobie. Podobny układ binarny, V1309, po połączeniu składowych w jedną gwiazdę, uległ gwałtownej eksplozji.

Dokładny zapis typów widmowych, wraz z klasami jasności oraz dodatkowymi oznaczeniami wygląda następująco: A: O4,5V (n)((fc))z B: O5,5V (n)((fc))z.

 

 

10 LACERTAE

Gwiazda należąca do ciemnej, słabo widocznej konstelacji Jaszczurki. Nie jest szczególnie jasna, ale wykazując jasność 4,85m, może być przy dobrych warunkach dostrzeżona gołym okiem.

10 Lac jest gwiazdą potrójną, której główny składnik jest gorącą niebieską gwiazdą typu widmowego O należącą do ciągu głównego (O9V). Składnik B jest ciemny (ok 10m) i znajduje się w odległości 62’’ od 10 Lac A. Trzeci komponent jest oddalony od gwiazdy macierzystej o 3,6’’ i wykazuje bardzo niską jasność wizualną, ok 15m.

10 Lacertae zaliczana jest do asocjacji młodych gorących błękitnych gwiazd: OB1 Lac. Warto zauważyć, że jest jedną z niewielu gwiazd typu widmowego O widocznych gołym okiem.

Masa gwiazdy jest względnie wysoka: ok. 16 Mʘ. Możemy więc przypuszczać, że zakończy swoje gwiezdne życie jako supernowa. Gwiazdy o tych parametrach fizyko-chemicznych nie żyją zbyt długo. W przypadku 10 Lacertae czas życia nie przekroczy dziesięciu milionów lat. Promień gwiazdy to nieco ponad 8 promieni słonecznych, a jej jasność przekracza jasność naszej Dziennej Gwiazdy aż 98.000- 123.000- krotnie. Temperatura powierzchni 10 Lac sięga 32.000 K. Jej prędkość rotacji nie jest szczególnie wysoka (dwukrotnie niższa od szacowanej) i w obszarze równika wynosi blisko 31 km/s przy okresie obrotu równym 8 dni. Gwiazda traci każdego roku znaczną część swojej masy na skutek działania wiatru gwiazdowego. Masa ta sięga 1,6.10-7 masy Słońca rocznie. Prędkość wiatru gwiazdowego waha się w zakresie 1.400- 2.000 km/s.

Niska prędkość rotacji znajduje swe odzwierciedlenie w ostrych (wąskich) liniach spektroskopowych. Nie są one rozmyte, jak u większości wirujących z ogromną prędkością gwiazd typu O. Ponadto nie nakładają się na siebie wzajemnie- co też należy do rzadkości przy tych parametrach. Linie absorpcyjne 10 Lacertae są bardzo obfite. Znajdziemy w nich bogaty zestaw metali (pierwiastków o jądrze atomowym cięższym od jądra helu). Należą do nich m.in. chlor, siarka, krzem, glin czy magnez. Jednak zdecydowanie największy udział mają linie pochodzące od żelaza i krzemu.

 

 

ADHARA (ε CANIS MAJORIS)- PIERWSZA W NADFIOLECIE

Jedna z jaśniejszych gwiazd konstelacji Wielkiego Psa. Jest oddalona od Ziemi o 570 l.ś., a jej jasnoś wizualna jest bliska 1,5m, zatem bez problemu można ją dostrzec gołym okiem. Adhara jest jasnym olbrzymem (klasa jasności II) typu widmowego B1,5. Wyróżnia się piękną, intensywnie błękitną, zimną barwą (wskaźnik B-V wynosi ok. -0,21). Epsilon CMa tworzy układ binarny wraz z ciemną, 7,5-magnitudową gwiazdą oddaloną o ok. 8’’. System jest trudny do obserwacji, ponieważ komponent wtórny (ok. 250x słabszy) niknie w silnym blasku gwiazdy macierzystej.

Adhara posiada szczególną cechę: jest najsilniejszym znanym emiterem promieniowania ultrafioletowego. Jeżeli człowiek mógłby odbierać wizualnie fale UV, ε CMa byłaby najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie.

Temperatura powierzchni Adhary jest wysoka i wynosi ok. 22.000 K. Naukowcy podejrzewają, że gwiazda ta jest odpowiedzialna za jonizację materii wodorowej w jej bliskim otoczeniu.

 

post-29939-0-49510100-1491433081.png

 

-----------------------------------------------------

Źródło:

1. L.A. Almeida, H. Sana, S.E. deMink i inni: „Discovery of the massive overcontact binary VFTS 352: evidence for enhanced internal mixing”, September 2015.

2. Strona internetowa ESO, artykuł pt.: “Ostatni pocałunek dwóch gwiazd zmierzających do katastrofy”, październik 2015.

3. Notatki Jima Kalera, prof. Uniwersytetu w Illinois.

4. N. Linder, G. Rauw: „The XMM-Newton view of Plaskett’s star and its surrounding”

5. J.C. Brandt, S.R. Heap I inni: “An Ultraviolet Spectral Atlas od 10 Lacertae Obtainded With The Goddard High Resolution Spectrograph on The Hubble Space Telescope” 1998.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Gość Bellatrix

"Według obliczeń, oba komponenty są zbyt gorące jak na posiadaną przez nie masę. Pierwsza z gwiazd o 2700 K, a druga o 1100 K." - nie napisałam, że ma tem. 2700K, tylko, że o taką wartość jeden z komponentów jest gorętszy niż wynikałoby z obliczeń dla danej masy i typu widmowego.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

To dzisiaj dwoje forumowiczów o błekitnych nam sygnalizuje.

Kolega VonBatenBach

http://astropolis.pl/topic/57895-blog-astronomiczny-apophis/page-2?do=findComment&comment=675500

podlinkował swoją zwięzłą definicję:

Poniżej przedstawiam klasyfikację widmową wraz z cechami charakterystycznymi każdej klasy.
Niebieski – O (28 000 – 50 000 K) – obecność zjonizowanego helu (He2+)
Błękitny – B (10 – 28 000 K) – obecność He+

Skoro ta ADHARA okazuje się najjaśniejszą gwiazdą (oprócz Słońca) na niebie w utrafiolecie, to nie można wykluczyć, że jest jakimś wskaźnikiem używanym przez niektóre zwierzęta.
Co więcej Szuu kiedyś pokazał, że komórki lepiej widzą ultrafiolet - może warto spróbować?

 

Pozdrawiam

Edytowane przez ekolog
  • Lubię 1
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

No ale ... sądzę, że UV teoretycznie zapewnia większa rodzielczość fotek przy tej samej aperturze bo fala krótsza mniejszej ulaga dyfrakcji => pokusa jest.

 

Ponieważ powstało tu małe zamiesznie (kolega VonBatenBach jakoś inaczej nazywa typy widmowe gwiazd) to zacytujmy (jpg) wiki (polską)

 

Pozdrawiam

WG.jpg

Edytowane przez ekolog
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Gość Bellatrix

Jeśli gwiazda typu widmowego O jest zlokalizowana w mgławicy (a nierzadko tak jest) to wcale nie widać jej błękitnej barwy. Jest biaława. Ale jeśi nic nie przesłania gwiazdy i nie zniekształca odbieranych kolorów, to te o typie widmowym O są niebieskawe. Szczególnie tzn błękitne podkarły typu sdO.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Może się (tylko lekko) wypowiem ;) Z tymi kolorkami to jest śmieszna sprawa. :D W ogóle w wielu podręcznikach z astronomii autorzy unikają przyporządkowywania koloru do konkretnej klasy. Zdaje mi się, że to zostało wprowadzone "dla ludu". Zasadniczo (może jestem daltonistą) kolor biało-niebieski to chyba mówiąc wprost - błękitny. Po prostu rozcieńczony niebieski, prawda? Skoro klasa O to jest ta najgorętsza, na samej górze (no, pomijamy gwiazdki WR) to kolor będzie bardziej dążył do "czystego" niebieskiego.

Poza tym, nawet używamy sformułowań takich jak "błękitny olbrzym", "niebieski olbrzym" zamiennie.

 

Widziałem też tam wyżej coś o temperaturach. :) Dla różnych klas jasności, obiekty o tych samych typach widma będą miały różną temperaturę. Na przykład (jak podaje pewne źródło) klasa G0 w ciągu głównym to ok. 6000K, a w olbrzymach ok. 5400K.

 

Teraz taka moja hipoteza. :) Typ O to raczej bardzo masywne gwiazdki (jak Bellatrix wspomniała) - co za tym idzie, raczej na ciągu głównym ich nie widzimy. Będą zatem bardziej błękitne niż niebieskie w porównaniu z ciągiem głównym z tą samą klasą.

 

Pozdrawiam!

Edytowane przez VonbatenBach
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Gość Bellatrix

Właśnie.. wiele zalezy od klasy jasności oraz od jasności wizualnej. Bardzo jasne błękitne gwiazdy są odczuciowo mocno rozbielone. Coś jak śnieżnobiały jasny punkt i rozległa jasnoniebieska otoczka, czasem szafirowa. Z kolei gwiazdy ciemne ale o wczesnym typie widmowym mają bardziej intensywny, "łagodny" kolor. Również kiedy stanowią częs c systemu binarnego i druga z gwiazd układu jest żółta lub pomarańczowa- wtedy efekt głębokiego błękitu się zwiększa. Ale to jest bardzo subiektywny sposób przedstawienia barw.

Jaki kolor jest rzeczywiście? Dużo zależy od temperatury powierzchni oraz od wskaźników barwy.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Dołącz do dyskusji

Możesz dodać zawartość już teraz a zarejestrować się później. Jeśli posiadasz już konto, zaloguj się aby dodać zawartość za jego pomocą.

Gość
Dodaj odpowiedź do tematu...

×   Wklejono zawartość z formatowaniem.   Usuń formatowanie

  Dozwolonych jest tylko 75 emoji.

×   Odnośnik został automatycznie osadzony.   Przywróć wyświetlanie jako odnośnik

×   Przywrócono poprzednią zawartość.   Wyczyść edytor

×   Nie możesz bezpośrednio wkleić grafiki. Dodaj lub załącz grafiki z adresu URL.

×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.