HD 49798

13 Kwietnia 2018

Błękitny podkarzeł z Rufy, HD 49798

Znalezione obrazy dla zapytania HD 49798

Konstelacja Rufy (Puppis) jest gwiazdozbiorem Nieba Południowego. Jego północna część jest widoczna z terenu Polski zimową porą. Jednak omawiana w tym referacie HD 49798 jest z Polski niedostępna przez cały rok.

Czemu mimo to warto przyjrzeć się (chociażby w teorii) tej 8-magnitudowej niepozornej gwieździe? Należy do rzadkich niebieskich gorących gwiazd klasy jasności VI. Jest tzw. błękitnym podkarłem, oznaczanym jako O6VI lub O6sd. Uchodzi za jedną z jaśniejszych znanych gwiazd w tej klasie jasności.
Temperatura powierzchni HD 49798 to aż 47.500 K +/- 2000 K. Odpowiada to pasmom zjonizowanego helu w widmie spektroskopowym- są one wybitnie wyraźne. Z kolei pasma wodorowe (Balmera) są bardzo słabe, a linie zjonizowanego tlenu lub węgla- całkowicie nieobecne. Pasma Balmera są bardzo słabe i dostrzegalne właściwie tylko na ich styku z pasmami helu II. Widoczne są też ślady helu neutralnego, a także podwyższony udział azotu (głównie poczwórnie zjonizowanego). Obecny jest również krzem w postaci Si³⁺ (dość słaby).

Układ podwójny:
HD 49798 współtworzy system podwójny zaćmieniowy, wzajemnie przenikający swoje granice Roche’a. o okresie obiegu nieco ponad półtorej doby. Składowa wtórna jest niewielka i prawdopodobnie pochłania materię, którą traci gwiazda pierwotna na skutek działania silnego wiatru gwiazdowego. Zaobserwowano emisję promieniowania rentgenowskiego (X) o krótkim okresie pulsacji (blisko 13 sekund). Druga z gwiazd otrzymała oznaczenie RX J0648.0–4418.

Możliwe, że jest ono emitowane przez składnik wtórny, który wiruje z wielką prędkością, z okresem rotacji 13s. Prawdopodobnie jest on gwiazdą neutronową lub białym karłem (obiektem o wielkiej gęstości, zbudowanym z tzw. materii zdegenerowanej). W literaturze zagranicznej, gwiazda ta bywa określana po prostu jako „the compact object”. Masa podkarła szacowana jest na ok. 1,5 M_ʘ, a rzekomego składnika wtórnego na blisko 1,28 M_ʘ. Jednocześnie druga z gwiazd uchodzi za najbardziej masywnego znanego białego karła. Jasność absolutna składowej A jest blisko 4- krotnie wyższa od jasności Słońca.
Warto pamiętać, że oprócz 13- sekundowego cyklu związanego z rotacją gęstego komponentu, dostrzegalny również okres 1,55- dniowy, mający ścisły związek z wzajemną rotacją ciasnego systemu zaćmieniowego. Zaćmienie trwa około 1,2h. Podczas jego trwania, nadal można rejestrować promieniowanie X.
Emisja intensywnego promieniowania rentgenowskiego jest zjawiskiem obserwowanym u masywnych niebieskich gwiazd. Jest ona bezpośrednio związana z wpływem wiatru gwiazdowego. Jak widać, zjawisko to ma miejsce również u gorących niebieskich gwiazd o małej jasności (czyli u podkarłów). HD 49798 traci rocznie blisko 8 ^. 10^-13 M_ʘ. Gęsty obiekt pobiera tę materię i staje się coraz masywniejszy. Jeśli jego masa przekroczy tzw. limit Chandrasekhara (ok. 1,44 M_ʘ), wówczas wybuchnie jako supernowa typu Ia, albo uformuje szybko wirującą gwiazdę neutronową.

14 Kwietnia 2018

Tak mniej więcej może wyglądać system podwójny: Osd- WD. Przenikają się ich obszary Roche'a:

Rybi · 14 Kwietnia 2018

10 godzin temu, Bellatrix napisał:

Jeśli jego masa przekroczy tzw. limit Chandrasekhara (ok. 1,44 M_ʘ), wówczas wybuchnie jako supernowa typu Ia, albo uformuje szybko wirującą gwiazdę neutronową.

Pisałem o tym trochę na "sąsiednim forum" w wątku pogromców astro-mitów...

Raczej nie jest prawdą, że biały karzeł akreujący materię z towarzysza wybucha jako supernowa Ia dopiero po przekroczeniu masy Chandrasekhara (ścieżka SN Ia w układzie podwójnym z jednym zdegenerowanym składnikiem). Tzn. większość astronomów skłania się ku poglądowi, że w modelu klasycznym/standardowym supernowej SN Ia (20% liczby wszystkich SN Ia), biały karzeł nigdy nie osiąga masy Chandrasekhara, bo wtedy nastąpiłby kolaps do gwiazdy neutronowej. Mielibyśmy wybuch supernowej taki, jak dla gwiazd masywnych (M>8-10Mo), czyli zapaść/kolaps jądra gwiazdy po przekroczeniu masy Chandrasekhara. Przy tym wydzieliłoby się 300 B (energia wiązania grawitacyjnego gwiazdy neutronowej) zamiast 1 B (energia termojądrowa wybuchu białego karła), gdzie 1 B = 10exp51 ergów - naturalna jednostka energii dla wybuchów supernowych.

Po wybuchu SN Ia nie tworzy się gwiazda neutronowa - pozostaje tylko "rozpylona" chmura materii mniej więcej sferycznie symetryczna / raczej nic kompaktowego (np. pozostałości po SN1572 / SN T.Brahe - nawet parę lat temu odkryto nawet towarzysza białego karła w tym układzie podwójnym). Ewentualnie może to być hipotetyczna "gwiazda-zombie", czyli nie do końca rozerwany biały karzeł - przy wybuchach typu Iax.

Edytowane 14 Kwietnia 2018 przez Rybi