X PERSEI- gorąca piękność w wodorowym welonie

[Gość Bellatrix]

X PERSEI – GORĄCA PIĘKNOŚĆ W WODOROWYM WELONIE

 

W konstelacji Perseusza znajduje się odległa o blisko 2700 lat świetlnych gorąca gwiazda typu widmowego O9,5 o wielu szczególnych cechach. Wraz z ciemniejszym komponentem wtórnym tworzy niezwykły układ podwójny. Każdy ze składników ma zupełnie odmienne parametry fizyko-chemiczne.

Z perspektywy Ziemi, X Persei to dość ciemna gwiazda o łącznej jasności wizualnej zmieniającej się w przedziale 6,1- 7,0. Jako, że jej składnik macierzysty należy do wczesnego typu widmowego, X Per powinna mieć błękitne zabarwienie. Jednakże z powodu obfitego pyły międzygwiazdowego, który musi pokonać emitowane przez nią światło, gwiazda jest widziana jako biaława (wskaźnik barwy B-V wynosi +0,1).

 

Układ podwójny:

X Persei to gwiazda podwójna. Składnik X Persei A to gorący niebieski olbrzym typu widmowego O9,5 III pe, o temperaturze powierzchni bliskiej 30.000 K. Jest bardzo masywny, jego masa szacowana jest na 13- 20 mas słonecznych. Z racji dużej odległości dzielącej gwiazdę od Ziemi, jej jasność wizualna jest niewielka i waha się w przedziale 6,1- 7,0^m. Naukowcy przypuszczają, że światło gwiazdy jest częściowo tłumione przez obfity pył międzygwiazdowy. Gdyby nie wpływ tego pyłu, X Persei miałaby jasność wizualną 4- 5^m.

Składowa pierwotna wykazuje szczególną cechę: w jej widmie spektroskopowym widoczne są linie emisyjne wodoru. A jak wiadomo, pasma wodorowe (w tym tzw. seria Balmera) są typowe dla gwiazd typu widmowego A. U gwiazd wczesnych typów (A oraz O) obecność tych pasm wskazuje na występowanie gazowego (wodorowego) dysku otaczającego gwiazdę. Materia wodorowa wypływa z gwiazdy na skutek niezmiernie wysokiej prędkości rotacji. Dla X Persei A, prędkość ruchu wirowego sięga 360 km/s. A zatem pasma emisyjne wodoru zarejestrowane w widmie spektralnym pochodzą od wodoru z dysku okalającego gwiazdę.

Niekiedy X Persei A bywa w literaturze zaliczana do rzadko spotykanego podtypu gwiazd Be (nie mylić z typem B . Są to gorące gwiazdy B, dla których zaobserwowano linie emisyjne wodoru. Co prawda X Per należy do typu O, ale w niektórych opracowaniach naukowych bywa omawiana na równi z gwiazdami emisyjnymi Be.

Naukowcy odkryli, że gęstość dysku wodorowego X Persei A oraz gęstość fotosfery gwiazdy jest zmienna. Zmienia się wraz z jasnością gwiazdy i jest najwyższa w szczycie jej jasności. Dysk materii wodorowej okresowo przyrasta, grubieje (kosztem gazu pobieranego od gwiazdy).

 

 

 

X Persei jest silnym emiterem promieniowania rentgenowskiego (X). Ale emisja ta nie jest procesem ciągłym; ma charakter okresowy. Przyczyna takiej charakterystyki emisji tkwi w źródle obserwowanego promieniowania X. Składowa wtórna systemu X Persei, to pulsar, czyli gwiazda neutronowa. Pulsar wiruje, przez co promieniowanie rejestrowane są w regularnych odstępach czasu i w sposób sekwencyjny, a nie ciągły.

Okres wzajemnego obiegu olbrzyma typu O oraz pulsara wynosi ok. 250 dni. Dystans dzielący oba obiekty oscyluje w przedziale 1,8- 2,2 A.U. Masa gwiazdy neutronowej to blisko 1,61M_ʘ. Taki rodzaj gwiazdy podwójnej jest niekiedy w literaturze oznaczany skrótem Be/X-ray binary.

Niebieski olbrzym nieustannie traci masę, m.in. na skutek działania wiatru gwiazdowego. Uwolniona materia spływa na pulsar, którego ogromna energia cieplna ogrzewa gaz i pobudza go do świecenia w zakresie promieni rentgenowskich.

Gwiazda neutronowa jest zbudowana z nadzwyczaj gęstej materii. Przewyższa pod tym względem nawet białe karły. Gęstość pulsara to ok. 100 mln ton na 1 cm³, a białego karła „zaledwie” 1 tonę na 1 cm³.

Okres pulsacji gwiazdy neutronowej towarzyszącej X Persei A jest bliski 835 s. Jak na pulsar, jest to dość niska prędkość rotacji. Stąd względnie niska wartość jego pola magnetycznego. Niewielka jest też energia wysyłana przez pulsar (ok. 2- 5 keV). Dla porównania: u większości pulsarów wartość ta osiąga wartość ok. 20- 30 keV.

Co ciekawe, okres pulsacji X Persei B nie jest stały i podlega niewielkim regularnym zmianom o charakterze sinusoidalnym.

Wraz z jasnością wizualną gwiazdy zmienia się również intensywność przez nią emitowanych pasm wodorowych. Przy spadku jasności, linie wodorowe w widmie spektralnym X Persei zanikają.

 

 

Skąd się wziął pulsar w układzie podwójnym X Persei?

Niegdyś gwiazda składała się z dwóch masywnych gwiazd, tworzących ciasny układ binarny powiązany grawitacyjnie. Jedna ze składowych skończyła żywot jako supernowa. Pozostawiła po sobie gwiazdę neutronową. Wybuch nie rozdzielił obu komponentów systemu X Persei. Jeśli składnik A, kończąc cykl życiowy również nie odrzuci swego towarzysza, wówczas ma szansę uformować się układ podwójny dwóch pulsarów.

 

Znane są liczne układy binarne gwiazdy i białego karła (np. Syriusz, 40 Eriadani). Znacznie bardziej nietypowe są systemy podwójne gwiazdy i pulsara. Jest to tzw. układ akrecyjny, gdzie część materii olbrzyma opada na towarzyszącą mu gwiazdę neutronową.

 

Źródło:

1. A. Lutoyinov, S. Tsygankov, M. Chemyakova: „Strong outburst activity of the X-ray pulsar X

Persei during 2001- 2011”.

2. Z notatek Jima Kalera, profesora uniwersytetu w Illinois.

3. H. Delgado- Marti, A.M. Levime, E. Pfahl, S.A. Rappaport: “The orbit of X-Persei and its neutron star companion”.

4. T.D. Salvo, L.B. Burderi, M. Guainazzi: “The Two-Component X-Ray Broadband Spectrum of X Persei Observed by Bepposax”.

5. J.H. Telting, L.B.F.M. Waters I inni: “The Equatorial Disc of The Be Star X Persei”.

6. N. Palombara, S. Mereghetti: “XMM-Newton observation of the Be neutron star system X Persei at a high-luminosity level”.