31 CYGNI

[Gość Bellatrix]

 

 

31 Cygni

 

Gwiazda omicron1 Cygni (31 Cygni) to szczególnej natury układ spektroskopowo podwójny. Tworzony jest przez gorącą gwiazdę typu B oraz chłodną, pomarańczową typu K. Obie składowe współtworzą system podwójny zaćmieniowy typu Algola. Doniesienia źródeł na temat typów widmowych komponentów Aa i Ab mogą nieznacznie się różnić. Jaśniejsza gwiazda to pomarańczowy nadolbrzym w końcowym stadium ewolucji, należy do typu K3Ib. Druga z nich to gorący niebieski podolbrzym typu widmowego B2IV. Sumaryczna jasność wizualna obu to średnio 3,8^m. 31 Cygni jest więc na tyle jasna, że można ją obserwować gołym okiem jako pomarańczowy punkt, nawet przy zanieczyszczonym światłem niebie. Zwłaszcza latem, kiedy konstelacja Łabędzia wznosi się wysoko ponad horyzont.

Obie gwiazdy są masywne. Pomarańczowa stanowi aż 11,7 M_ʘ, a błękitna 7,1M_ʘ. Pierwsza z nich ma więc szanse, aby zakończyć życie wybuchem supernowej (M > 8M_ʘ). Mimo to, masy gwiazd można uznać za zbliżone do siebie. Jednak w kwestii rozmiarów i gęstości obserwujemy znaczną różnicę: gwiazda typu K posiada blisko 197 (są badania, wg których jest to aż 275 R_ʘ) razy większą średnicę od Słońca, a błękitny podolbrzym, który dopiero co opuścił ciąg główny, wykazuje średnicę stanowiącą zaledwie 5,2 średnicy naszej Dziennej Gwiazdy. Temperatura powierzchni chłodnej gwiazdy wynosi ok. 4.000 K, a gorącej : aż 18.000K. Błękitny komponent wiruje z dość wysoką, ale nie wyróżniającą się na tle innych gorących gwiazd szybkością: 70- 80 km/s (należy pamiętać, że niektóre gorące gwiazdy, np. Navi, Achernar czy Wega, obracają się z prędkością 200- 400 km/s). Dla porównania Słońce, będące żółtym karłem nie przekracza 2 km/s w okolicach równika.

 

31 Cygni generuje silny wiatr gwiazdowy, który jest przyczyną straty masy rzędu 10^-8 M_ʘ rocznie. Ale ten wiatr gwiazdowy różni się od tego, który obserwujemy u gorących gwiazd pojedynczych. Zawiera atomy silnie zjonizowane i jest niemal zupełnie pozbawiony pierwiastków metalicznych (Z>2) zjonizowanych pojedynczo. Gwiazda B zawiera w widmie spektroskopowym linie absorpcyjne żelaza II. Nie uświadczymy ich jednak w materii wiatru gwiazdowego Ab. Gazowa otoczka wokół gwiazdy typu B jest niesymetryczna. Skład materii wiatru gwiazdowego zależny jest od fazy orbitalnej, w jakiej aktualnie znajdują się obie gwiazdy systemu spektroskopowo podwójnego. Wokół gwiazdy typu K znajduje się otoczka gazowa obfita w jony Ca²⁺.

31 Cygni to układ zaćmieniowy typu Algola. Obserwowane są regularne zjawiska zaćmieniowe tej gwiazdy. Okres ich wzajemnego obiegu to blisko 10 lat i pięć miesięcy. Obie gwiazdy dzieli niewielki dystans: ok. 13 jednostek astronomicznych (jest to odległość podobna do tej jaka dzieli Ziemię od obszaru pomiędzy orbitą Saturna i Urana). Jest to znaczny dystans, ale w przypadku odległości w układach podwójnych gwiazd- bardzo niewielki.

Zmiany jasności gwiazdy 31 Cygni nie są spowodowane przemianami fizyko- chemicznymi (zachodzącymi wewnątrz gwiazdy). Stanowią jedynie rezultat zakryć obserwowanych dla układu zaćmieniowego z perspektywy obserwatora. Jasność gwiazdy zmienia się w cyklu ponad 10 letnim i granicznych momentach wynosi 4,9- 5,3 magnitudo. Pełne zaćmienie trwa ok. 63 dni.

W odległości ok 337’’ znajduje się optyczny komponent gwiazdy 31 Cygni. Jest on białą gwiazdą typu widmowego A5III i o jasności ok. 4,8^m. Wraz z błękitną 7- magnitudową gwiazdą typu B9 współtworzą wraz z 31 Cygni interesujący, niezwykle urokliwy system optyczny (prawdopodobnie niepowiązany ze sobą grawitacyjnie) o wyjątkowo pięknych, silnie kontrastowych barwach: żółtej, białej i niebieskiej. Układ można obserwować przy użyciu niewielkiego sprzętu (lornetki lub teleskopu o małym powiększeniu).