Niebieskie maleństwa- czyli słów kilka o BŁĘKITNYCH PODKARŁACH

13 Marca 2017

NIEBIESKIE MALEŃSTWA- CZYLI SŁÓW KILKA O BŁĘKITNYCH PODKARŁACH

Znaczna część gwiazd syntezuje wodór produkując energię oraz hel. Proces ten przebiega podczas najdłuższego etapu życia gwiazdy, czyli w obszarze ciągu głównego. Synteza helu z wodoru ma miejsce w wewnętrznej części, zwanej rdzeniem. Wodór zgromadzony w zewnętrznych warstwach gwiazdy jest nieaktywny i pozostaje niezmieniony.

Istnieje jednak szczególna, specyficzna i nietypowa klasa gwiazd, zwana podkarłami (sd- subdwarfs). Przyjrzyjmy się uważniej gorącym, błękitnym gwiazdom typu widmowego sdO oraz sdB. Gwiazdy te charakteryzują się niezwykle wysoką zawartością helu oraz niewielkim udziałem wodoru. Stężenie helu w atmosferze błękitnych podkarłów oscyluje pomiędzy 50- 100%. Dominujący pierwiastek stanowi paliwo jądrowe podkarłów. W jądrze tych gwiazd przebiega fuzja helu z utworzeniem tlenu oraz węgla. Gorące helowe jądro otoczone jest cienką warstwą wodoru.

Drugą specyficzną cechą gwiazd klasy sdO i sdB są wybitnie wysokie temperatury powierzchni, które dla gwiazd sdO mieszczą się w przedziale 40.000- 90.000 K (dla przypomnienia: temperatura powierzchni Słońca to 5800 K). Jednocześnie błękitne podkarły posiadają niskie masy, zwykle niższe od masy naszej Dziennej Gwiazdy.

Gwiazdy typu sdB i sdO charakteryzują się niską jasnością. Z kolei wysoka temperatura przyczynia się do ich wyjątkowo pięknej, intensywnie niebieskiej barwy, często mocno wyróżniającej się na tle otoczenia.

Hipotezy powstania błękitnych podkarłów

Jedna z teorii głosi, że gwiazdy te powstają na skutek połączenia się ze sobą dwóch białych karłów helowych. A jak wiadomo, białe karły nie zawierają wodoru. Jednocześnie ich niska masa nie stwarza warunków do dalszej przemiany helu w cięższe pierwiastki. Tak więc fuzja termojądrowa u białych karłów wygasa. Ale jeśli dwie takie gwiazdy ulegną połączeniu w jedną, masa gwiazdy wyjściowej znacznie się zwiększy, co z kolei umożliwia zapłon wygasłego jądra helowego. Taka droga powstawania gwiazd typu sdB i sdO wyjaśniałaby ich względnie niewielką masę oraz wysoką zawartość helu w stosunku do wodoru. Jednak według przewidywań, utworzony obiekt powinien wykazywać niezwykle wysoką prędkość rotacji.

Według innej teorii, błękitny podkarzeł tworzy się wraz z opuszczaniem ciągu głównego przez jedną z gwiazd systemu binarnego. Puchnąca otoczka gazowa gwiazdy pochłania komponent wtórny, który następnie pozostaje wewnątrz otoczki tworzącego się olbrzyma. Wówczas mogą zaistnieć warunki korzystne do uwalniania (oddawania) znacznych porcji masy przez puchnącą gwiazdę. Dzieje się to o woele wcześniej niż u innych gwiazd, jeszcze przed osiągnięciem etapu białego karła.

Naukowcy spekulują, że drugi scenariusz jest bardziej prawdopodobny, ponieważ większość błękitnych podkarłów to gwiazdy o powolnej rotacji (pierwsza opcja zakłada wysoką prędkość ruchu wirowego). Pozostaje pytanie: a co z komponentem wtórnym, który pojawia się w drugiej teorii? Na obecny stan wiedzy, większość gwiazd typu sdO i sdB nie posiada drugiego składnika. Jednak należy pamiętać, że aby potwierdzić istnienie ciasnego układu podwójnego potrzeba szczególnych warunków i nie zawsze jest to takie łatwe. Możliwe jest również, że gwiazda wtórna ulega zniszczeniu podczas pochłonięcia przez rozszerzającą się otoczkę czerwonego olbrzyma.

Układy binarne zawierające błękitnego podkarła

Część gorących podkarłów stanowi składową złożonego systemu gwiezdnego. Są to bardzo ciasne układy złożone z podkarła oraz z białego karła lub mało masywnej gwiazdy ciągu głównego. Dla przykładu: gwiazda oznakowana numerem katalogowym KPD 1946+4340 to system podwójny złożony z gwiazdy typu widmowego sdB o masie 0,4 +/- 0,03 M_ʘ oraz z białego karła węglowo-tlenowego, prawdopodobnie nieco masywniejszego od swojego błękitnego towarzysza: 0,59 +/- 0,02 M_ʘ.

Istnieje również bardzo nietypowa klasa gwiazd podwójnych, w skład których wchodzi błękitny podkarzeł oraz brązowy karzeł. Przykład stanowi gwiazda typu widmowego sdB o masie 0,045- 0,068 M_ʘ, a wokół niej orbituje brązowy karzeł. Numer katalogowy tego obiektu to: J082053.53+000843.4.

Podobnym systemem binarnym złożonym z błękitnego podkarła oraz brązowego karła, to J162256.66+473051.1. Okres obiegu składników wynosi zaledwie 1,7 godziny. Czas ten wyznaczono na podstawie subtelnych zmian jasności układu podwójnego, związanych z występującymi cyklicznie wzajemnymi zakryciami.

Obecność wtórnego komponentu przewidziano również na podstawie analizy wykresu prędkości kątowej głównego składnika. Jak się okazało, prędkość ta jest zmienna, co może wskazywać na obecność gwiazdy-towarzysza. Główna składowa, czyli gwiazda sdB jest mało masywna (ok. 17% M_ʘ). Mimo to, pod względem średnicy jest dwukrotnie większa od składnika wtórnego oraz blisko siedmiokrotnie od niego masywniejsza. Oznacza to, że druga z gwiazd, to brązowy karzeł.

Najbłękitniejsze z błękitnych

Warto podczas obserwacji nieba przyjrzeć się niektórym, najbardziej błękitnym z gwiazd. Choć dość ciemne, to w większości dostępne dla posiadaczy teleskopów o niewielkiej aperturze. Ujmują głęboko niebieskim zabarwieniem i odróżniają się pod tym względem od reszty ciał niebieskich. Poniżej zamieszczam listę wybranych błękitnych podkarłów, tych najintensywniej niebieskich:

1. HIP 39309 : Mon, 10,3^m; typ widmowy sdO; wskaźnik barwy (B-V)= -0,31; temp. powierzchni: 62.000K.

2. HIP 40047: Cam, 9,6^m; typ widmowy sdO5; wskaźnik barwy (B-V)= -0,27; temp. powierzchni: 52.000K.

3. HIP 46131: LMi, 10,2^m; typ widmowy sdO; wskaźnik barwy (B-V)= -0,29; temp. powierzchni: 55.000K.

4. HIP 52181: UMa, 11,2^m; typ widmowy sdOp; wskaźnik barwy (B-V)= -0,33; temp. powierzchni: 80.000K.

5. HIP 61958: Com, 11,8^m; typ widmowy sdOp; wskaźnik barwy (B-V)= -0,33; temp. powierzchni: 60.000K.

6. HIP 107864: Peg, 10,5^m;typ widmowy sdO2p; wskaźnik barwy (B-V)=-0,34; temp. powierzchni: 82.000K.

7. HIP 115195: Aqr, 11,9^m; typ widmowy sdO8; wskaźnik barwy (B-V)= -0,33; temp. powierzchni: 42.000K.

……………………………………….

Źródło:

1. U. Heber, S. Geier, B. Gaensi>C.R. Lopez, A. Ulla, R.Garrido, M. Manteiga, P. Thejll: “Photometric Studies of O-type Hot Subdwarfs” Universidade de Vigo, Spain.

2. C.R. Lopez, A. Ulla, R.Garrido, M. Manteiga, P. Thejll: “Photometric Studies of O-type Hot Subdwarfs” Universidade de Vigo, Spain.

3. M. Rawls: artykuł ze strony Astrobites, “One star, two star, brown star, blue star” marzec 2014.

Ura · 13 Marca 2017

Niesamowicie ciekawe opracowanie bardzo dziękuję.

JSC · 13 Marca 2017

Gdybym mógł, to bym dał więcej lajków niż jeden!

Niesamowite temperatury powierzchni...

Edytowane 13 Marca 2017 przez JSC

13 Marca 2017

Dziękuję Wam za miłe słowa

13 Marca 2017

Tutaj jeszcze jeden przykład błękitnego podkarła (z niedawno dodanego zdjęcia APOD) tym razem typu widmowego sdB. Wskaźnik barwy "tylko" -0,20, ale i tak wyraźnie odróżnia się od barw pozostałych obiektów.