Skocz do zawartości

Bellatrix

Moderator
  • Zawartość

    1479
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

Reputacja

2851 Excellent

1 obserwujący

O Bellatrix

  • Tytuł
    Uxor Orionis
  • Urodziny 25.09.1988

Informacje o profilu

  • Płeć
    Kobieta
  • Skąd
    Łódź
  • Zainteresowania
    chemia, astronomia.
  • Sprzęt astronomiczny
    Sky Watcher BK1309 EQ2

Ostatnie wizyty

30408 wyświetleń profilu
  1. Bellatrix

    IOTA ORIONIS, czyli bijące serce Oriona

    Zgadza się. Ale należy pamiętać, że są gorętsze. Np. Naos (Zeta Puppis,O4I) : powyżej 40.000 K oraz bękitne podkarły (sdO i sdB), których temperatury powierzchni sięgają wartości nawet 80.000 K.
  2. 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. 2,8m 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://astropolis.pl/topic/65306-%CE%BC-columbae-i-ae-aurigae/?tab=comments#comment-744395 ). 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 Mʘ, a Ab ok. 13 Mʘ. Są to więc gwiazdy bardzo masywne, które zakończą życie wybuchem supernowej. Promień każdej z nich wynosi odpowiednio: ok. 9 Mʘ oraz niemal 5Mʘ. 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 (10m) iota Ori C, o białej barwie, należąca do typu widmowego A0.
  3. LS IV — 14∘116 Bywają gwiazdy tak gorące, a za razem tak mało masywne, że swoją temperaturą przewyższają Zetę Puppis (gorącą jasna gwiazdę typu widmowego O), a masą nie dorównują nawet Słońcu. Ich materia w znacznej części składa się z helu- podczas gdy typowe gwiazdy należące do ciągu głównego „spalają” wodór. Mało masywne gwiazdy „zasilane” helem, otoczone cienką warstwą wodoru i wykazujące niską jasność absolutną to tzw. podkarły. Owa grupa gwiazd zaliczana jest do klasy jasności VI. Pośród nich wyróżniamy szczególne obiekty o bardzo wysokich temperaturach powierzchni (odpowiadające typom widmowym O lub B), odznaczające się intensywnie błękitnym zabarwieniem- są to tzw. błękitne podkarły, do których należą m.in.: HIP 107864 (82.000 K) czy HIP 39309 (62.000 K). Ich typy widmowe niekiedy zapisujemy jako sdO lub sdB. Okazuję się, że w niektórych przypadkach wspomniane niezwykłe cechy, to i tak nie wszystko. Istnieje taka grupa gwiazd, które prócz niskiej masy, niewielkiej jasności, niezwykle gorącej powierzchni czy spalania helu zamiast wodoru wykazują dodatkowe niezwykłości. Gwiazda LS IV — 14∘116 cechuje się wyjątkowo wysoką zawartością zjonizowanego helu. Hel to pierwiastek o bardzo małym jądrze atomowym. Posiada wyłącznie jedną powłokę elektronową obsadzoną przez parę elektronów. Jako, że jedyna powłoka elektronowa jest za razem tę walencyjną (zewnętrzną), oznacza, że jonizacja (oddzielenie elektronów od atomu) ma miejsce właśnie w jej obszarze- bardzo blisko dodatnio naładowanego jądra. Aby odseparować elektron tak mocno związany z układem, potrzeba ogromnej porcji energii. A takową zapewnić może np. wybitnie wysoka temperatura. Tylko w materii najgorętszych gwiazd istnieją warunki do jonizowania helu. A gwiazda LS IV — 14∘116 je posiada (temp. powierzchni rzędu 35.000K). Prócz helu, omawiany podkarzeł wykazuje wyjątkowo wysoki udział metali o wysokich liczbach atomowych. A w szczególności: cyrkonu (Z= 40), itru (Z= 39) oraz strontu (Z= 38). Warto zauważyć, że cyrkon kojarzy się bardzo chłodnymi, silnie przeewoluowanym gwiazdami cyrkonowymi- lokalizowanymi w skrajnie odległej od błękitnych podkarłów części diagramu Hertzsprunga- Russela. Szacuje się, że zawartość cyrkonu u omawianej gwiazdy przewyższa zawartość Zr na Sońcu 103- 104 krotnie. Zadziwia również silne pole magnetyczne obecne na powierzchni LS IV — 14∘116, nietypowe jak dla gwiazdy, która nie osiągnęła jeszcze tzw. helowego ciągu głównego (obszar stabilności dla gwiazd spalających hel). Na poniższym wykresie helowy ciąg główny został zaznaczony linią ciągłą, wraz z przypisanymi masami gwiazd w zależności od temperatury). Istnieją źródła, które jednak negują występowanie silnego pola magnetycznego u LS IV — 14∘116. O wysokim udziale helu warto wspomnieć w kontekście większości pozostałych gorących podkarłów typu sdB i sdO. U wszystkich z nich ma miejsce synteza helu w np. węgiel czy tlen, ale aktywne jądro helowe otulone jest grubą warstwą wodorowej atmosfery. Z kolei zaledwie 5% błękitnych podkarłów posiada materię tak mocno zdominowaną przez hel, że wodór stanowi jedynie cienką, można by rzec: szczątkową otoczkę. Masa gwiazdy nie przekracza połowy asy Słońca, a jej promień stanowi zaledwie 0,2 promienia naszej Dziennej Gwiazdy. Wskaźnik barwy B-V jest bardzo niski, wynosi -0,29 i świadczy o intensywnie niebieskim kolorze. LS IV — 14∘116 znajduje się w konstelacji Wodnika, ale nie jest łatwym obiektem do obserwacji, ponieważ jej jasność wizualna wynosi zaledwie 13m i może być wyzwaniem dla posiadaczy teleskopów o dużej aperturze.
  4. Bellatrix

    μ Columbae i AE Aurigae

    Właśnie. Coś Im jeszcze upadło, o tam , na południe poleciało
  5. Bellatrix

    μ Columbae i AE Aurigae

    BŁĘKITNE RODZEŃSTWO ROZDZIELONE NA WIEKI Mu Columbae oraz AE Aurigae to gorące gwiazdy ciągu głównego, typu widmowego O9,5V. Gwiazdy O w ciągu głównym to wielka rzadkość (zaledwie jedna na 107 wszystkich należących do klasy jasności V). Jasność wizualna pierwszej z nich to nieco ponad 5m i pozwala na obserwację przy pomocy niewielkiego sprzętu, a przy dobrych warunkach nawet gołym okiem. Niestety, gwiazda ta jest dostępna z terenu Polski tyko w miesiącach zimowych, kilka stopni nad horyzontem. AE Aurigae jest wizualnie ciemniejsza (prawie 6m), ale za to da się ją obserwować przez większą część roku (od jesieni do wiosny). Szacuje się, że μ Col jak i AE Aurigae ukształtowały się w gromadzie Trapezium znajdującej się w sercu konstelacji Oriona. Jednak ok. 2,6 mln lat temu, na skutek zderzenia z którymś ze składników gromady, obie gwiazdy zostały odrzucone na znaczne odległości opuszczając gromadę otwartą, w której powstały. AE Aur i μ Col będąc jeszcze w obszarze gromady Trapezium prawdopodobnie należały do dwóch systemów binarnych, których wzajemna kolizja spowodowała odrzucenie omawianych dwóch gwiazd w przeciwnych kierunkach i uformowanie nowego systemu podwójnego z dwóch pozostałych obiektów. Obie gwiazdy należą do tzw. asocjacji OB1 Oriona. Obie również zaliczają się do tzw. gwiazd uciekających (takich, które poruszają się z prędkością wyraźnie wyższą od średniej prędkości pozostałych gwiazd). Powodem w tym przypadku jest najprawdopodobniej wspomniana kolizja, w której dwa składniki uzyskały wysoką prędkość. AE Aurigae oddala się od μ Columbae z szybkością ok. 100 km/s (każda z nich). Mkną w przeciwnych kierunkach. Dla porównania: Słońce porusza się z prędkością 20 km/s. Typowa gwiazda uciekająca osiąga prędkość przekraczającą 40 km/s (niektóre źródła podają wartość 30 km/s). AE Aurigae oraz Mu Columbae, jako gorące gwiazdy uciekające wytwarzają falę uderzeniową (tzw. „bow shock”), jako rezultat przejścia z ogromną prędkością przez chłodną materię międzygwiazdową. Jednym ze zjawisk, które towarzyszą powstawaniu fali uderzeniowej jest przypadku AE Aurigae jest emisja promieniowania rentgenowskiego (X). Promieniowanie to jest rejestrowane ok 30‘’ na północ od gwiazdy i jest najprawdopodobniej generowane na froncie fali uderzeniowej. Warto zaznaczyć, że promieniowanie X w tym przypadku ma charakter nietermiczny (nie jest rezultatem bardzo wysokich temperatur). Obie gwiazdy są niezwykle jasne. Ich jasność absolutna jest blisko 30.000 razy wyższa od słonecznej. Każdy z obiektów jest kilkanaście razy masywniejszy od naszej Dziennej Gwiazdy. Istnieje duża szansa, że zakończą swoje życie wybuchami supernowych i pozostawią po sobie dwie gwiazdy neutronowe. AE Aur oraz Mu Col różnią się jednak (i to znacznie) prędkościami rotacji. Wartość ta dla pierwszej z ich wynosi zaledwie 25 m/s, a dla drugiej aż 110 km/s.
  6. Bellatrix

    Najgorsze teleskopy.

    Ładne. Jakiś mega romantyk musiał to wymyślić...
  7. Bellatrix

    Najgorsze teleskopy.

    Najgorszy teleskop to jest taki, jak się powie "a, słabo widać" i się go odstawi w kąt. Sprzęt warto "oswoić", pokochać i spożytkować jego możiwości najlepej jak tylko się da. Ja swój mam od 2,5 roku i go uwielbiam, mimo, że ma sporo ograniczeń i wad (S-W 130/900, eq2).
  8. Bellatrix

    Dzisiejszy Księżyc

    prześliczny, jaki cieniutki...
  9. EZ CANIS MAJORIS- JAKO GWIAZDA WOLFA-RAYETA Bardzo gorąca gwiazda o temperaturę powierzchni bliskiej 90.000 K. Jest to niewyobrażalnie wysoka wartość. Dla porównania, temperatura powierzchni naszej Dziennej Gwiazdy to ok. 5.800 K, Syriusza: niemal 10.000 K, a wyjątkowo gorącego, niebieskiego Naosa: 42.000 K). EZ CMa, jako gwiazda W-R wykazuje obniżoną zawartość wodoru, oraz podwyższony udział helu, tlenu i azotu (WN) w zewnętrznej sferze. W przypadku tych obiektów ma miejsce intensywne mieszanie materii, tak, że produkty syntezy termojądrowej z łatwością przedostają się ze środka ku powierzchni gwiazdy. Dzięki tej tendencji, istnieje możliwość identyfikacji tych produktów. Ich pasma są rejestrowane w widmie spektroskopowym. Gwiazdy Wolfa-Raeta są tysiące razy jaśniejsze od Słońca (w tym przypadku 400.000 razy). Ale za to promień gwiazdy jest zaledwie trzy razy większy od słonecznego. Mimo znacznego oddalenia (prawie 5.000 l.ś. stąd) gwiazdę EZ CMa nadal widać (przy pomocy niewielkiego sprzętu, np. lornetki). EZ Canis Majoris znajduje się w zimowej konstelacji Południowego Nieboskłonu. Nie wykazuje szczególnie wysokiej jasności wizualnej, (ok. 6,9m) ale można ją z łatwością zlokalizować dzięki bliskiemu sąsiedztwu z jasnym obiektem: omicron1 CMa (pomarańczową gwiazdą czwartej wielkości gwiazdowej). EZ CMa zaskakuje nadzwyczaj niskim wskaźnikiem barwy. (B-V) wynosi w jej przypadku -0,28 (wyjątkowo niebieska Spika przyjmuje wartość -0,25). Gwiazda jest otoczona przez mgławicę Sh2-308, którą rozświetla, pobudzając drobiny jej materii intensywnym promieniowaniem. Materia mgławicy jest „rozdmuchiwana” przez potężny wiatr gwiazdowy emitowany przez gwiazdę W-R, przez co przybiera kształt rozdętej bańki, wewnątrz której znajduje się EZ CMa. Średnica mgławicy jest szacowana na… 60 l.ś. EZ CMa jest gwiazdą zmienną. Naturą zmienności są m.in. chwilowe deformacje kształtu wiązane np. z wyrzutem materii. A więc z intensywnymi procesami zachodzącymi wewnątrz obiektu. Okres zmienności wynosi ok. 3,77 doby. Obserwujemy za każdym razem podobny schemat: dwa niskie i jedno wysokie maksimum. Gwiazda prawdopodobnie posiada mocno pochyloną oś rotacji względem osi magnetycznej. Powoduje to, że materia gwiazdowa jest uwalniana, wzdłuż otwartych linii pola magnetycznego- w okolicy biegunów. Z kolei w obszarze równika magnetycznego, materia ta jest „pułapkowana”. Takie niezwykłe pole magnetyczne może również (obok pulsacyjnych zmian wewnętrznych) być przyczyną zmienności EZ CMa. Gwiazda traci, na skutek działania wiatru gwiazdowego ok. 10-5 Mʘ rocznie. Wiatr w rejonie równika jest wolniejszy ale też bardziej gęsty (obfity w materię), a w okolicy biegunów- szybszy, ale materia bardziej rozrzedzona. Masa gwiazdy szacowana jest na co najmniej 10 Mʘ, a ewentualny komponent wtórny, który może być gwiazdą neutronową (zakładając podwójną naturę EZ CMa) o masie powyżej 1Mʘ. Za obecnością takowej przemawia wyjątkowo intensywne promieniowanie UV, które może pochodzić z podwójnego źródła. Obecność wtórnego składnika nie została potwierdzona. Wysokoenergetyczne promieniowanie UV jest również konsekwencją fali uderzeniowej towarzyszącej silnym wiatrom gwiazdowym. http://www.cnyo.org/tag/ez-canis-majoris/
  10. Bellatrix

    Muzyka

    Nikt nikogo od "katoli" nie wyzywa. Nie raz w opisie z obserwacji dorzuciłam "dzięki Bogu" etc i ani razu nikt mnie nie "zjadł",nigdy nie spotkałam się z niechęcią czy wrogością. Przecież nie żyjemy w lesie...
  11. Bellatrix

    Muzyka

    O, ale mi przyponiałeś: parabole tańczą, to dopiero był hicior w 2005!
  12. Bellatrix

    Muzyka

    Powstrzymujmy się od osobistych wycieczek i przytyków.
×

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.