ACHERNAR- gwiazda z krańców rzeki

29 Lipca 2018

SŁÓW PARĘ O ACHERNAR, CZYLI GWIEŹDZIE Z KRAŃCÓW RZEKI

Erydan, to konstelacja Nieba Południowego, której nazwa pochodzi od nieistniejącej mitologicznej rzeki. Północna część gwiazdozbioru jest widoczna z terenu Polski w miesiącach zimowych (gdzie jest obecna m.in. dobrze znana wielobarwna gwiazda potrójna 40 Eridani lub czerwony olbrzym: Zaurak). Jednak jest to niezwykle rozległa konstelacja, której południowy kraniec wieńczy jasna, blisko 0,5- magnitudowa gwiazda alpha Eridani, lepiej znana pod nazwą zwyczajową: Achernar. Niestety, dla obserwatorów z Polski niedostępna przez cały rok. Pod względem jasności wizualnej, α Eridani zajmuje dziewiąte miejsce pośród gwiazd nocnego nieba. Jest zlokalizowana ok. 120 l.ś. od Ziemi.

Achernar jest gwiazdą ciągu głównego (karłem) o wysokiej temperaturze powierzchni i błękitnej barwie. Zalicza się do typu widmowego: B6Vpe. Widać więc, że należy do rzadkości. Już sama przynależność do typu widmowego B sprawia, że alpha Eridani to unikalny obiekt. Zaledwie jedna na ok. tysiąc gwiazd ciągu głównego przyjmuje ten typ widmowy. Z tego tylko 20% stanowią gwiazdy emisyjne (tzw. Be). Litera „e” w rozszerzeniu typu widmowego oznacza linie emisyjne (wodoru) obserwowane w widmie gwiazdy (charakterystyczne dla gwiazd Be). Pasma emisyjne pochodzą od dysku materii uwalnianej z wnętrza gwiazdy i wirującej w płaszczyźnie równika. Gwiazdy typu Be są definiowane jako niebędące nadolbrzymami obiekty należące do typu widmowego B i okresowo przyjmujące charakter gwiazdy emisyjnej (z liniami emisyjnymi Balmera). A źródłem tych pasm ma być materia uwalniana na zewnątrz przez gwiazdę. Ciekawostką jest, że Achernar, to najjaśniejsza z wszystkich gwiazd typu Be (jasność wizualna).

Achernar posiada niezwykły, silnie spłaszczony kształt, który jest spowodowany szybką rotacją gwiazdy. Średnica równikowa to aż 12,0 (+/- 0,4) R_ʘ, a biegunowa zaledwie 7,7 (+/- 0,2). Prędkość obrotu α Eri sięga 300 km/h, choć wartość ta może się nieco różnić, w zależności od źródeł. Dane zawierają się w przedziale 200- 300 km/s.
Z uwagi na szybki ruch wirowy, ocena parametrów fizyko- chemicznych Achernara jest skomplikowana. Nawet co do typów widmowych nie ma pewności. Jedni badacze podają wspomniany wyżej B6Vep, jak i również B3Vep. W kwestii masy gwiazdy, rozrzut między wartościami podawanymi w różnych źródłach jest znaczny: 6- 15 M_ʘ. Promień gwiazdy podawany jest dla dwóch wymiarów: równikowy (ok. 12R_ʘ) oraz biegunowy (3- 5 R_ʘ).
Alpha Eridani to pierwsza gwiazda, u której stwierdzono oraz zmierzono spłaszczenie. Badania wykazały, że obwód gwiazdy na równiku jest ok. 50% szerszy od obwodu na biegunie. Temperatura na biegunie to ok. 20.000K, podczas gdy w okolicy równika zaledwie 10.000K.
Również z racji szybkiej rotacji gwiazdy, traci ona sporą ilość masy w jednostce czasu. Przyjmuje się, że tysiące razy większą niż ma to miejsce w przypadku Słońca.

Achernar to dość nietypowa gwiazda podwójna. Wraz z nieco chłodniejszym karłem typu widmowego AV współtworzy fizyczny układ binarny powiązany wzajemnymi siłami grawitacji. Obecność komponentu wtórnego wykazała szczegółowa analiza widma w podczerwieni. Okres wzajemnego obiegu obu składników systemu Achernar wynosi ok. 15 lat. Gwiazdy Achernar A i Achernar B znajdują się blisko siebie: dzieli je dystans zaledwie 0,15’’ (lub inaczej: 6,7 A.U.) Odległość ta nie jest stała i podlega fluktuacjom. Jednym razem maleje poniżej wartości 0,05’’, inny z kolei zbliża się do 0,2’’. Typem widmowym oraz klasą jasności, Achernar B bardzo przypomina Wegę (A0V) oraz Syriusza (A1V). Jako, że wszystkie trzy wymienione gwiazdy należą do ciągu głównego, to ich jasności absolutne są podobne. Z kolei układ podwójny Acharnara znajduje analogię w systemie delta Scorpii. Delta Sco A to gwiazda typu widmowego B0,2IVe, komponent wtórny orbituje wokół niej z okresem obiegu ok. 10,6 lat. Delta Scorpii to, podobnie jak Achernar, gwiazda emisyjna. Powstało zatem przypuszczenie, że okresowe przechodzenie gwiazd typu B w Be może być wyzwalane dzięki obecności drugiej, mniejszej składowej znajdującej się bardzo bliskim sąsiedztwie.

Opis i wyjaśnienie zjawisk zachodzących u gwiazd Be, takich jak Achernar, wymagają uwzględnienia ważnych procesów mających miejsce we wnętrzu gwiazdy, np. „południkowa” cyrkulacja materii („strumienei północ- południe”), a także nierównomierny obrót materii na różnych głębokościach wnętrza gwiazdy.

Źródło:

1. A.D. Souza, P. Kervella i inni: „The Spinning-top The Star Achernar From VLTI- VINCI”.

2. S. Jackson, K.B. MacGregor i A. Skumanich: “Models for the rapidly rotating Be star Achernar”.

3. R. Burnham: “Burnham’s Celestial Handbook”, cz. II, str. 888.

4. P. Kervella, A.D. de Souza, Ph. Bendjoia: “The close- in Companion of The Fast Rotating Be star Achernar”.

5. D.M. Faes, A.C. Carciofi I A.D. de Souza: “The Be Star Achernar and it’s Circumstellar Environment”.

6. SIMBAD database.