Jump to content

Bellatrix

Moderator
  • Content Count

    1,600
  • Joined

  • Last visited

Community Reputation

3,081 Excellent

3 Followers

About Bellatrix

  • Rank
    Uxor Orionis
  • Birthday 09/25/1988

Informacje o profilu

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

Recent Profile Visitors

35,022 profile views
  1. Bellatrix

    RR Scorpii

    RR Scorpii W gwiazdozbiorze Skorpiona znajduje się dość ciemna gwiazda, o niskiej jasności wizualnej. Jest mocno oddalona od Antaresa (α Sco), bo aż 6,5o na południowy wschód od niego. Charakteryzuje się pomarańczową barwą i zalicza się do najchłodniejszych gwiazd. RR Scorpii należy do typu widmowego M6IIIe. Temperatura jej powierzchni to ok. 2.500 K. Silnie przeewoluowany olbrzym, będący u kresu swojego istnienia. Co więcej, R Sco jest gwiazdą emisyjną. Gwiazdy emisyjne to zazwyczaj obiekty gorące, z przeciwnego bieguna diagramu HR. Jednak zdarzają się gwiazdy chłodne, u których wodór obecny w atmosferze generuje linie emisyjne. Z tego powodu obecne jest oznaczenie „e” w rozszerzonym zapisie typu widmowego. Jest to gwiazda zmienna typu Mira Ceti, najjaśniejsza miryda w konstelacji Skorpiona. Zmienność ma charakter pulsacyjny; jest więc spowodowana naprzemiennym zwiększaniem się i zmniejszaniem. Amplitudy zmian jasności są znaczne i w przypadku RR Sco wynoszą aż 6,3m. Z gwiazdy widocznej (przy względnie dobrych warunkach) gołym okiem (5,2m) omawiana miryda ciemnieje tak znacznie, że jej dostrzeżenie wymaga użycia teleskopu (11,5m). Według katalogu gwiazd zmiennych AAVSO jasność RR Scorpii maleje aż do poziomu 12,4m. Okres zmian wynosi ok. 281 dni. Co ciekawe, wraz ze zmianą jasności, zmienia się również typ widmowy gwiazdy. W momencie minimum gwiazda przyjmuje typ M8, a w maksimum: M6e (stają się widoczne, jasne pasma emisyjne wodoru). Pod względem jasności wizualnej, RR Scorpii jest blisko 250 razy jaśniejsza od Słońca. Jej zabarwienie jest wyraźnie ciepłe, pomarańczowe. Ale nie na tyle intensywne, jak można by wnioskować po niskiej temperaturze gwiazdy. Wskaźnik barwy B-V to zaledwie +1,1. Jest mirydą obfitą w tlen. RR Scorpii otoczona jest przez rozległą „powłokę”, otoczkę wodoru oraz prostych połączeń chemicznych, np. H2O oraz SiO (tak, krzem bywa dwuwartościowy). Jest ona na tyle chłodna (ok. 1.400 K), że umożliwia istnienie w jej obrębie atomów połączonych ze sobą wiązaniami. Otoczka ta jest rozległa i rozpościera się do 2,3 promieni gwiazdy RR Sco. Nazywana jest „ciepłą powłoką molekularną”, Z kolei w obszarze do 7-8 promieni gwiazdy, temperatura maleje do ok. 700 K, a wówczas mają prawo bytu bardziej złożone, wrażliwe na działanie wysokich temperatur połączenia; m.inn. SiO2 oraz Al2O3. Wspomniane substancje przybierają postać pyłu. U gwiazdy RR Scorpii obserwuje się intensywną utratę materii gwiazdowej, co skutkuje postępującym, silny spadkiem masy. Jak wygląda mechanizm zmian pulsacyjnych? Gdy materia gwiazdowa ogrzewa się i rośnie temperatura gwiazdy, wzrasta również jej nieprzeźroczystość. Transfer energii staje się mniej wydajny, a ciągły jej napływ powoduje dalsze ogrzewanie się materii. Gwiazda na skutek ogrzania powiększa się, a wzrost objętości z kolei przyczynia się do ochładzania się jej. W skutek ochłodzenia, gwiazda zaczyna się kurczyć i cykl się powtarza. --------------------------------------------------------- Źródło: 1. C. Sherrod: „The Constellations- Sky Tours for Computerized Telescopes”, cz. II, str. 427. 2. Katalog gwiazd zmiennych AAVSO 3. R. Burnham: ‘Burnham’s Celestial Handbook”, cz. III, str. 1693- 1696. 4. K. Ohnaka, J. Bergeant: “Mid- infrared Interferometry of The Mira Variable RR Sco with The VLTI MIDI Instrument”, 2005. 5. P. Berlioz- Arthaud: “Long- period Variables- Questioning The Pulsation Paradigm”, 2016.
  2. Bellatrix

    β CENTAURI

    β CENTAURI Niezwykle jasna, druga co do jasności gwiazda w gwiazdozbiorze Centaura, zwana zwyczajowo Hadar, która nosi nazwę systematyczną beta Centauri. Z racji położenia nie jest dostępna dla obserwatorów z Polski. Odznacza się wysoką jasnością wizualną, nie przekraczającą jednego magnitudo (0,6m), co sprawia, że Hadar zalicza się do najjaśniejszych gwiazd nocnego nieba i zajmuje pod tym względem dziewiąte miejsce. Na niebie widoczny jest zaledwie 4,5 stopnia od jeszcze jaśniejszego obiektu: alfy Centauri. Hadar jest gwiazdą odległą od Ziemi, dzieli ją od nas niemal 500 l.ś., ale mimo to jest doskonale widoczna z uwagi na swoją wysoką jasność absolutną; jest niebieskim olbrzymem typu widmowego B1III, podobnym parametrami do gammy Orionis. Wskaźnik koloru jest wyjątkowo niski, wynosi -0,22. Nic dziwnego, temperatura powierzchni tej niebieskiej gwiazdy to aż 21.100 K. Hadar jest zmienną pulsacyjną krótkookresową typu beta Cephei (dotyczy to pierwszej składowej systemu spektralnie podwójnego). Jest to grupa gwiazd zmiennych o bardzo niskich amplitudach jasności (dziesiąte części magnitudo) oraz krótkim okresie pulsacji (kilka godzin). Jest to wąska grupa obiektów, gdyż obejmuje gorące gwiazdy, które opuściły już ciąg główny (podolbrzymy, olbrzymy, etc). Okres zmienności bety Centauri to ok. 3 godziny i 46 minut. Tak naprawdę gwiazda podlega kilku cyklom, mających miejsce równolegle (jest ich co najmniej cztery). Prędkość rotacji składników układu β Cen A jest spora, ale nie nadzwyczaj wysoka. Różni się też dla obu gwiazd, które pod względem parametrów widmowych są do siebie podobne. Gwiazda Aa wiruje blisko 2,5- krotnie szybciej od swojej bliźniaczki: 190 (+/- 20) [km/s] (Aa) oraz 75 (+/- 15) [km/s] (Ab). Co ciekawe, Hadar stanowi intensywne źródło promieniowania rentgenowskiego (X), ale zmienność w zakresie tych fal nie wykazuje związku z podstawowym cyklem zmian jasności wizualnej. I prawidłowo- zmienność krótkookresowa dla fal z zakresu X nie jest obserwowana dla gorących gwiazd typu O lub B. Źródłem silnego promieniowania rentgenowskiego są prawdopodobnie fale uderzeniowe tworzące się podczas interakcji wiatrów gwiazdowych obu składników ciasnego systemu binarnego. Przyjrzyjmy się bliżej budowie bety Centauri: Jest to spektroskopowy układ podwójny gwiazd oddalonych od siebie o zaledwie 4 jednostki astronomiczne. Blisko 0,3’’ od składników Aa oraz Ab znajduje się trzeci składnik: B, który jest dostępny dla obserwatorów dysponujących teleskopem o wysokiej aperturze. Obserwacje nie są łatwe z uwagi na znaczną różnicę jasności. Gwiazda β Cen A (łącznie Aa i Ab) wykazują jasność wizualną aż 0,6m, a β Cen B zaledwie 3,95m, w skutek czego niknie w silnym blasku gwiazdy macierzystej. Masy Aa oraz Ab są do siebie podobne: blisko 9,1 Mʘ , a ich wzajemny okres orbitalny wynosi rok. --------------------------------------------- Źródło: 1. R. Burnham: „Burnham’s Celestial Handbook” cz. I, str. 553. 2. A.J.J. Raassen, N.A. Miller, J.P. Cassinelli i R. Mewe: “XMM- Newton Observations of β Centauri (B1 III) […]” 2005. 3. J.C. Seamus Davis, A. Mendez: “Orbital Parametres, Masses and Distance to β Centauri determined with the Sydney University Stellar Interferometer and high- resolution spectroscopy” 2005. 4. E. Alecian, O. Kochukhov I inni: “First HARPSpol Discoveries of Magnetic Fields in Masive Stars” 2011.
  3. Ktoś z Was próbował poobserwować Plejady koło 3 rano? Kapellę widać gołym okiem o tej porze i to nieźle. Ale Plejad niem ogłam dostrzec, pewnie giną w brzasku. Czekam na moment , aż będzie je łądnie widać..

     

    1. Show previous comments  5 more
    2. Bellatrix

      Bellatrix

      Plejady widać... Nareszcie nadchodzi jesień.

    3. Tayson

      Tayson

      2lata temu 

      225741379 

    4. Andrzej78

      Andrzej78

      Bellatrix oglądałem dziś NLC oraz Piękne Plejady które coraz wyżej są :emotion-5:

      Pozdrawiam

      IMGP1735.jpg

  4. Jejciu... ależ to cudne. Takie smutno-piękne. Gwiazda na tle mocno rozswietlonego, srebrnego nieba. Dzisiaj planuję wyjść na dzikie łąki, bez telekskopu, tylko po to żeby się poprzyglądać. Bo to tak piękne, że trudno uwierzyć, że prawdziwe.
  5. Udało się (a przynajmniej mam nadzieję, że to NLC). One dosłownie świeciły. Na srebrno. Po środku zauważyłam jasną, lekko pomarańczową gwiazdę. Sądząc po położeniu domyślam się, że to mogła być Capella, ale nie byo widać resztę konstelacji, więc pewności nie mam. Pod spodem zwykłe zdjęcie oraz drugie: z okularu teleskopu, 36x, wspomniana gwiazda na tle obłoków.
  6. To świetnie, że obserwowałeś betę Cygni A jaka "na oko" była między nimi odległość przy tak małym powiększeniu? Dało się dostrzec przerwę między komponentami?
  7. newton 130/900, 25mm (36x), EQ2
  8. Beta Cygni (Albireo), 25mm, 36x: składowa A: 3,2m ; K3II ; (B-V)= +1,09 ; jasnozłota składowa B: 4,7m ; B8V ; (B-V)= -0,1 ; bladobłękitna separacja: 34,6''
  9. Mój pierwszy Księżyc sfotografowany w Gdyni
  10. Bellatrix

    Scorpius X-1

    Zobaczcie, co znalazłam. Podręcznik R. Burnhama jest pod względem niespotykanych ciekawostek niezastąpiony. Poniżej krótka notka, ale mam nadzieję rozbudować temat na podstawie innych źródeł. Źrodło promieniowania rentgenowskiego Scorpius X-1 Obiekt o nazwie Scorpius X-1 (o numerze katalogowym V818) jest niezwykle silnym źródłem promieniowania elektromagnetycznego z zakresu fal X (o wysokiej częstotliwości, większej od promieni UV, ale mniejszej od promieni gamma). V818 jest zlokalizowane na tle konstelacji Skorpiona, w jego północnej części, blisko 5,5o na północny wschód od gwiazdy beta Scorpii. Naukowcy próbowali zidentyfikować źródło tych promieni X. Podejrzewali m.inn. gorącą niebieską gwiazdę zmienną trzynastej jasności. U gwiazdy tej zaobserwowano intensywne pasma emisyjne helu i wodoru. Widoczne były też ciemne linie absorpcyjne wapnia II. Na podstawie tych danych ustalono, że odległość gwiazdy od Układu Słonecznego wynosi ok. 9.000 l.ś. Gwiazda świeci w zakresie X blisko tysiąc razy intensywnie niż w spektrum widzialnym. Istnieją również hipotezy o niezwykle obfitej, gęstej otoczce gazu, która opada na supergęsty obiekt współtworzący wraz z błękitną gwiazda ciasny system binarny. W strumieniu materii gwiazdowej dochodzi do silnego ogrzania drobin gazu, a w skutek tego emisji promieniowania X. Scorpius X-1 jest również radioźródłem średniej mocy (emituje także promieniowanie niskiej energii z zakresu fal radiowych). Masy obu składowych systemu szacuje się na 1,4 Mʘ oraz 0,42 Mʘ. Okres wzajemnego obiegu wynosi 18,9 godzin.
  11. Ktoś chciałby ze mną poobserwować niebo w Gdyni? Ja mam tutaj pod blokiem taki plac, patio koło lasu na Dąbrowie i ładnie widać gwiazdy.

  12. no tak, to jest prawda. Zauważyłam właśnie, że jak sie wyskoczy z paszczą, to ta druga strona idzie na "udry" i zaczyna robić na złość. I dużo trudniej coś załatwić. Chyba się chce "odegrać" za roszczeniowe potraktowanie.
×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.