Skocz do zawartości

Bellatrix*

Użytkownik
  • Zawartość

    17
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

Reputacja

68 Excellent

O Bellatrix*

  • Tytuł
    Bellatrix
  • Urodziny 25.09.1988

Profile Information

  • Płeć
    Kobieta
  • Zamieszkały
    Łódź
  • Interests
    chemia, astronomia.

Converted

  • Miejsce zamieszkania
    Łódź

Ostatnie wizyty

670 wyświetleń profilu
  1. NGC 2451 gromada otwarta w Rufie

    Nie masz czasem szkicu albo zdjęcia? A powiedz, ta c Puppis jest widoczna jako bardziej żółta, czy bardziej pomarańczowa? A widać kontrast kolorów pomiędzy nią a resztą błękitnych gwiazd?
  2. NGC 2451 gromada otwarta W konstelacji południowego nieboskłonu, Rufie, znajduje się wyjątkowo urokliwa gromada otwarta. Niestety, z terenu Polski praktycznie niedostępna (zimą widoczna na wysokości ok. jednego stopnia nad horyzontem). Obiekt skrywający wiele niezwykłości. Już podczas obserwacji wizualnych wyróżnia się nieprzeciętnym składem. Intensywnie żółta, jasna gwiazda c Puppis otoczona wieńcem ciemniejszych błękitnych gwiazd. Przyjrzyjmy się uważniej gromadzie otwartej z Rufy. Jest to obiekt złożony z blisko czterdziestu gwiazd, ale tylko ok. 24 z nich poruszają się w tym samym kierunku i z tą samą prędkością, i to one prawdopodobnie stanową wspólny, powiązany grawitacyjnie obiekt. Oddalona o bisko 700 l.ś. gromada określana jest niekiedy Ruchomą Gromadą Rufy. Najjaśniejsza z nich, wspomniana c Puppis, to pomarańczowy olbrzym typu widmowego K4III. Wykazuje ona bardzo wysoki wskaźnik barwy (B- V)= +1,73, jest nawet nieco wyższy niż w przypadku Betelgezy czy Aldebarana (ok. +1,50). Gwiazda może być bez problemu dostrzeżona gołym okiem, ale nie jest ona nadzwyczaj jasna. Jej jasność wizualna nie przekracza 3,6 magnitudo. Ale na tle słabych, 6- 8 magnitudowych gwiazd prezentuje się nadzwyczaj okazale. Do gromady należą również m.in.: HD 62991 – błękitna gwiazda ciągu głównego, typu widmowego B2V. Jej wskaźnik barwy (B-V) to -0,11, a jasność wizualna sięga 6,5 m. Oddalona o 316’’ od gwiazdy c Puppis. HD 62938 – także gwiazda ciągu głównego, o białej barwie i wskaźniku barwy 0,0 i typie widmowym A0V. Jasność wizualna to 6,5 m. Od c Puppis dzieli ją dystans ok. 472’’. HD 62893 – błękitny karzeł, dość jasny na tle reszty gwiazd otaczających pomarańczowego olbrzyma c Puppis, od którego jest oddalona o ok. 495’’. Wykazuje jasność wizualną 5,9 m. Zalicza się do typu widmowego B8V i jest intensywnie niebieska: B- V= -0,11. HD 62876 – gwiazda typu widmowego A2V, zlokalizowana 562’’ od głównej składowej gromady. Dość ciemna, wykazuje zaledwie 8,6 m. Posiada mocno błękitne zabarwienie: B- V= -0,12. CD-37 3845 – niezwykła gwiazda o podwyższonej zawartości krzemu w zewnętrznych warstwach atmosfery. Jest białą gwiazdą ciągu głównego, typu widmowego A0V p: Si. Jasność wizualna wynosi 8,6 m. Dzieli ją ok. 601’’ od gwiazdy c Puppis. HD 63215 – gwiazda typu widmowego Be (nie należy mylić z B). Wykazuje temperaturę typową dla gwiazd z przedziału B 0- 9, ale w jej widmie spektroskopowym widoczne są linie emisyjne wodoru. Ich obecność jest spowodowana wypływem materii wodorowej z wnętrza gwiazdy i utworzeniem się płaskiego dysku gazowego w płaszczyźnie równika gwiazdy. Jej jasność wizualna ma wartość 5,9 m. Typ widmowy to B5Ve, a wskaźnik barwy B- V= -0,11. Jest zlokalizowana 655’’ od głównego komponentu. HD 62782 – 1061’’ od c Puppis zlokalizowana jest składowa gromady o nietypowym, żółtym zabarwieniu. Jest ona podolbrzymem typu widmowego G8III/IV o dość wysokim wskaźniku barwy równym +0,96. Jasność wizualna gwiazdy to zaledwie 8,6 m. HD 63291 – kolejna żółta gwiazda gromady NGC 2451. Jest względnie jasna na tle pozostałych komponentów: 6,3 m. Zalicza się do typu widmowego K3III, a jej wskaźnik barwy (B- V) to aż +1,36. Gwiazdę dzieli od głównej składowej dystans 1163’’. Co ciekawe, naukowcy odkryli, że na tle gromady NGC 2451 jest widoczna inna gromada otwarta, a oba obiekty nakładają się optycznie. Wspomniany obiekt nosi oznaczenie NGC 2451 B i jest nieco bardziej odległy od poprzedniej gromady (1.300 l.ś.). Obie gromady mają zbliżony wiek, podobny do wieku Plejad, i wynosi on ok. 100 milionów lat.
  3. RV Tauri Gwiazda pełna niezwykłości Gwiazda RV Tauri to wyjątkowa zmienna z konstelacji Byka. Fluktuacjom podlega nie tylko jasność wizualna (i absolutna) gwiazdy, ale również jej typ widmowy. Zmienność ma charakter półregularny z okresem równym 79 dni. Podczas trwania cyklu, mają miejsca dwa maksima o zbliżonych wartościach magnitudo oraz dwa minima o różnych wartościach. Wspomniany cykl 79- dniowy nakłada się na drugi, znacznie dłuższy cykl, który trwa aż 3,5 roku (dokładnie 1.300 dni). Zmiany 79- dniowe są najsłabiej dostrzegalne, kiedy ma miejsce apogeum jasności 3,5- letniego cyklu. A gdy w minimum, zmiany cyklu 79- dniowego są nieregularne i o małej amplitudzie. Jasność zmienia się w przedziale 9- 10,5 magnitudo. Typ widmowy gwiazdy RV Tauri także podlega wahaniom. Zakres tych zmian szacuje się na G2e do K3. Klasa jasności to nadolbrzym Ia. Przy spadkach jasności, typ widmowy RV Tau jest niekiedy oceniany nawet na M2 Ia. Gwiazda wówczas silnie ciemnieje i czerwienieje. Zmienne tego typu łączą w sobie cechy gwiazd długookresowych oraz cefeidów. Warto zaznaczyć, że RV Tauri w części swojego cyklu zmienności pozostaje żółtym nadolbrzymem. Jest to niezwykle rzadka, niespotykana klasa gwiazd. Masa gwiazdy jest prawdopodobnie znaczna. Szacuje się ją na 20- 25 Mʘ. Zapewne zakończy swój cykl życiowy jako supernowa, pozostawiając po sobie nadzwyczaj gęsty obiekt zbudowany z materii zdegenerowanej (są spore szanse, że będzie to czarna dziura). Wszystkie dotychczas omówione cechy stanową wyjątkowo niespotykany zestaw. Jeszcze jednym szczególnym parametrem gwiazdy RV Tauri jest emisyjny charakter jej widma. Linie emisyjne pojawiają się podczas zbliżania się do maksimum jasności. Nadzwyczajną właściwością gwiazdy RV Tauri jest zjawisko nazywane first overtone pulsation. Polega ono na tym, że gwiazda zmienna pulsacyjna zmienia swoje rozmiary (puchnie i kurczy się) nierównomiernie. Uformowały się w jej atmosferze warstwy i każda z nich pulsuje w inny sposób (np. w innym tempie). Jest to cecha specyficzna dla rzadkiej klasy żółtych nadolbrzymów (podobnym obiektem jest Alpha Ursae Minoris, opisana w artykule https://astropolis.pl/topic/54843-alpha-ursae-minoris-jako-przewodniczka-żeglarzy/), jak i również: SS Geminorum, AC Herculis, U Monocerotis, TX Ophiuchi lub R Scuti. Ale tylko niewielka część z tych gwiazd wykazuje podobne krzywe zmian jasności, jak omawiania w artykule RV Tauri. Należą do nich m.in. SX Centauri, SU Geminorum, IW Carinae, a także AI Scorpii.
  4. Nowi opiekunowie

    Ignis, dziękuję.
  5. La Superba (Y CVn)

    O NAJWSPANIALSZEJ- CZYLI KILKA SŁÓW O LA SUPERBIE W obszarze niewielkiej konstelacji Psów Gończych kryje się przepiękny klejnot Północnego Nieboskłonu. Co prawda swoim głębokim pomarańczowo-czerwonym blaskiem nie dorównuje najczerwieńszym z gwiazd, takim jak np. T Lyrae czy V Hydrae. Ale z pewnością trudno jej nie zauważyć na tle pobliskich gwiazd. Przy dobrych warunkach obserwacyjnych, La Superba (Y Canum Venaticorum) jest widoczna gołym okiem, choć warto jest przyjrzeć się jej przez lornetkę lub teleskop. La Superba jest zlokalizowana pod dyszlem Wielkiego Wozu, 8 stopni na zachód od słynnej galaktyki Wir (M51) oraz 4,5 stopnia na północny wschód od Chary (Bety CVn). Jasność gwiazdy podlega półregularnym zmianom w ok. 160-dniowym cyklu. W szczycie jasność sięga 4,8m, a w minimum przygasa do wartości 6,3m. Gwiazdę tę możemy obserwować przez niemal cały rok, ale najkorzystniej od zimy do lata, kiedy to znajduje się wysoko nad horyzontem. Nazwa gwiazdy znaczy „znakomita” i pochodzi z języka włoskiego. Jej autorem jest astronom Angelo Secchi. La Superba to gwiazda węglowa. Jej typ widmowy (wg bazy danych SIMBAD) to C5. Wskaźnik barwy (B-V) wynosi +2,54. I wbrew temu, co się niekiedy mówi o Y CVn, że jest „czerwoną gwiazdą”, tak naprawdę oznacza ciemne, pomarańczowo-czerwone zabarwienie, nieco mdłe I „przydymione”. Ale ze sporym udziałem koloru żółtego. Nie jest to taka chłodna malinowa czerwień, jak u np. T Lyrae. Y Canum Venaticorum jest nadolbrzymem o silnie rozdętej, napuchłej otoczce. Znajduje się w końcowej fazie swojej ewolucji. Pomimo, że wykazuje jasność ok 4.400 razy wyższą od słonecznej, jej jasność wizualna jest niska, gdyż gwiazda jest mocno oddalona od Ziemi- aż o ok. 700 l.ś. Uchodzi za jedną z najchłodniejszych gwiazd. Temperatura powierzchni La Superby szacowana jest na blisko 2800 K. Promień gwiazdy wynosi ok. 2 A.U. Oznacza to, że gdyby umieścić La Superbę w miejscu Słońca, to wykroczyłaby poza orbitę Marsa. Masa gwiazdy jest bliska trzem masom słonecznym. Wg bazy danych Stelle Doppie, Y CVn jest gwiazdą pojedynczą. Dlaczego gwiazda węglowa? Kiedy La Superba zużyła całe paliwo wodorowe, które w wyniku fuzji termojądrowej przekształciło się w hel, opuściła ciąg główny, by ponownie rozbłysnąć w wyniku uruchomienia procesu „dopalania” helu. Nie u wszystkich gwiazd jest to możliwe, ale masa Y CVn była wystarczająca, by mogła się rozpocząć synteza termojądrowa helu, czego produktem jest węgiel. Można więc przyjąć, że obecnie paliwem jądrowym podtrzymującym istnienie La Superby jest hel. Synteza węgla z helu zachodzi w tzw. procesie 3-alfa. Nazwa ta pochodzi stąd, że trzy atomy helu (cząstki alfa) łączą się ze sobą dając produkt: Rzadki izotop: Y CVn jest zaliczana do niespotykanej grupy gwiazd węglowych, oznaczanych niekiedy literą J. Gwiazdy tej grupy charakteryzuję się wyjątkowo wysoką zawartością izotopu węgla C13. Izotop jest to odmiana tego samego pierwiastka różniąca się liczbą neutronów w jądrze (ilość protonów pozostaje taka sama). Co prawda węgiel 13 nie jest radioaktywny, ale za to bardzo rzadko spotykany. Jest cięższy od typowego węgla-12. Zawiera o jeden neutron więcej w swoim jądrze. W warunkach ziemskich, jeden atom C13 przypada na 113 atomów C12. Skad czerwień La Superby? Nie jest tajemnicą ani zaskoczeniem fakt, że im chłodniejsza gwiazda (ma późniejszy typ widmowy), tym kolor jej jest bardziej zbliżony do czerwonego, a mniej do niebieskiego. Przyjrzyjmy się jednak przyczynie czerwonego koloru chłodnych gwiazd węglowych. Na skutek konwekcji, węgiel powstający we wnętrzu gwiazdy ulega przemieszczeniu i dostaje się do zewnętrznych warstw. U powierzchni gwiazdy temperatura spada do ok. 2800K i jest na tyle niska, że umożliwia tworzenie się prostych związków chemicznych (lub rodników). Przy tak wysokich temperaturach, jakie panują w rdzeniu gwiazdy, wiązania te nie miałyby prawa bytu, gdyż uległyby termicznej dekompozycji. Związki takie jak CO, C2, CN, mają szczególną zdolność do absorbowania fali świetlnych o wysokich częstotliwościach. A więc pochłaniane jest w szczególności światło fioletowe, niebieskie, zielone, a w zamian emitowane są niskie częstotliwości, czyli światło pomarańczowe, czerwone oraz fale podczerwone. Dlatego gwiazdy węglowe, w tym także La Superba odznaczają się specyficzną czerwienią. Otoczka gazowa: La Superba jako przeewoluowany nadolbrzym bardzo szybko traci masę. Jest to spowodowane działaniem silnego wiatru gwiazdowego. W przeszłości utrata ta była znacznie bardziej intensywna niż obecnie. W rezultacie gwiazdę otacza ogromna, rozległa chmura wyrzuconego materiału. Jej rozmiary są imponujące, szacuje się, że obłok gazu sięga 2,5 lat świetlnych. Gruba warstwa luźnej odłączonej materii, z perspektywy Ziemi zajmuje ok. 11 minut łuku (0,2 stopnia!). Łączna masa otoczki to ok. (4-14) . 10-2 Mʘ. Y CVn traci rocznie równowartość około 1/100.000 masy Słońca. Prędkość wiatru gwiazdowego wynosi blisko 10 km/s. Masa La Superby (ok. 3 Mʘ) jest zbyt niska, aby gwiazda mogła zakończyć życie jako supernowa. Szacuje się, że przeobrazi się w białego karła otoczonego mgławicą planetarną.
  6. Znalezione obrazy dla zapytania ngc 2017

    Czy ktoś z Was zgadnie co to za obiekt i w jakiej znajduje się konstelacji?

    1. Pokaż poprzednie komentarze  6 więcej
    2. Panasmaras

      Panasmaras

      NGC 2017 w Zającu.
      A gdyby Cię naszło, szkice można wrzucać tu:
      https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/forum/20-astroszkice/ 

    3. Bellatrix*

      Bellatrix*

      Brawo! Stawiam Ci 6. A swoją drogą.... skąd wiesz, ze zrobiłam szkic? :))

    4. Panasmaras

      Panasmaras

      Ekhm... a nie wspominał ktoś, że świat jest mały, a astroświatek jeszcze mniejszy? :D

       

  7. Mineralny Księżyc

    To zdjęcie jest prześliczne! Postaram się w niedalekiej przyszości opracować referat dotyczący składu chemicznego Księżyca i barw związanych z obecnością różnych substancji.
  8. NGC 2362 Niebieska gromada w Wielkim Psie

    Powiem Ci po cichu, że ona zdaje się być lekko granatowa.. Tylko ćśśśii... nic nie mówiłam
  9. NGC 2362 Niebieska gromada w Wielkim Psie

    Czysty błękit, to tylko składowa wtórna układu Pi Andromedae...
  10. NGC 2362 Niebieska gromada w Wielkim Psie

    Wierzę... Ale wolę sobie nie wyobrażać, bo mnie serce boli z tęsknoty... Powiedz, te gwiazdy na prawdę są tak błękitne, jak wynikałoby ze wskaźników barwy i typów widmowych?
  11. NGC 2362 Niebieska gromada w Wielkim Psie

    Za kilka lat pewnie tak...
  12. NGC 2362 Niebieska gromada w Wielkim Psie

    Praktyka zawsze górą, to bez dwóch zdań. Ale niestety, chyba nigdy nie skosztuję słodyczy NGC 2362, bo na moim zaświetlonym niebie, to u horyzontu tylko Syriusz majaczy w miarę widoczny. Wszystko poniżej 10 stopni tonie w pomarańczowej brei.
  13. Niebieska gromada w Wielkim Psie NGC 2362 W konstelacji Wielkiego Psa znajduje się niewielka, ale spójna gromada otwarta, złożona z błękitnych gorących gwiazd wczesnych typów widmowych. NGC 2362 jest zlokalizowana wokół jasnej 4,4- magnitudowej, niebieskiej gorącej gwiazdy Tau CMa. Co więcej, jest z nią skoniugowana grawitacyjnie. Znaczna część sumarycznej jasności wizualnej gromady pochodzi właśnie od tej gwiazdy. Obiekt zawiera ok 40 innych gwiazd w przedziale jasności 7- 13 magnitudo. Średnica NGC 2362 to ok. 6 minut łuku. Szacuje się, że gromadę dzieli od Ziemi aż 5.000 lat świetlnych. Warto dodać, że jasność wizualna Słońca widzianego z tej odległości nie byłaby niższa niż 15 magnitudo. Ten niezwykły obiekt może być obserwowany głównie zimą, kiedy to Wielki Pies wznosi się względnie wysoko nad horyzont. Gromadę można obserwować przez teleskop o małej aperturze, wybierając niewielkie powiększenia. Kwestią sporną jest obecność w rejonie gromady słabego obszaru mgławicowego. Prawdopodobnie obiekt otoczony jest bardzo rozrzedzoną, sferyczną strukturę („bańkę” wodorową) o średnicy rzędu 5 stopni, a więc znacznie bardziej obszerną niż sama gromada. Otoczka ta ma strukturę włóknistą i stanowi tzw. rejon H II. Analizując typy widmowe gwiazd składowych gromady, oraz ich inne parametry fizyko- chemiczne, łatwo zauważyć, że ten wyjątkowy obiekt to prawdziwe bogactwo błękitu. Potwierdza to m.in. diagram ilustrujący rozkład wskaźników barwy (B- V). Większość jasnych gwiazd należy tu do wczesnych typów widmowych i osiąga wysokie jasności absolutne. W centrum gromady znajduje się piękna, nieco ponad 4-magnitudowa gwiazda Tau Canis Majoris, która jest dostrzegalna gołym okiem. Należy do typu widmowego O9II i stanowi układ binarny spektroskopowo o okresie wzajemnego obiegu bliskim 155 dni. Dystans dzielący obie składowe to 2 jednostki astronomiczne (A.U.) Tau CMa Jest niebieskim jasnym olbrzymem. Jego wskaźnik barwy gwiazdy osiąga wartość -0,15m. Świadczy to o intensywnym, wyraźnie dostrzegalnym błękitnym zabarwieniu. Gwiazda Tau CMa jest niezwykle masywna. Jej łączna masa to ok. 40- 50 Mʘ, a jasność sięga 50.000 Lʘ. Wg katalogu gwiazd podwójnych Stelle Doppie, Tau CMa posiada m.in. ciemny (ok. 10-magnitudowy) komponent wtórny oddalony o 8,6’’. Analiza wykresów H-R dla gromady NGC 2362 dowodzi, iż jest to bardzo młody obiekt, a spora część należących do niego gwiazd obecnie nie osiągnęła jeszcze ciągu głównego. Znajdują się one na etapie trwającego wciąż zapadania grawitacyjnego. Jest to gwiazda zaliczana do klasy obiektów PMS (Pre Main Sequence Stars). Według obliczeń, omawiana gromada zawiera ich blisko 100. Wiek gromady szacowany jest na ok. 1 mln lat. To w skali kosmicznej bardzo niewiele. Obliczono, że łączna masa gromady to co najmniej 500 Mʘ. W jej skład wchodzą niemal wyłącznie masy poszczególnych gwiazd składowych, gdyż materia mgławicowa stanowi tu szczątkowy odsetek. Obszar gromady NGC 2362 nie wygląda na spowity obfitą mgławicą. Istnieje hipoteza, według której materia mgławicowa została z czasem „zdmuchnięta” przez silny wiatr gwiazdowy i promieniowanie generowane przez nowo formujące się olbrzymy. Z podobnym zjawiskiem mamy do czynienia w mgławicy Rozeta z konstelacji Jednorożca, u której obserwujemy znacznych rozmiarów centralną lukę, „wydmuchaną” przez promieniowanie masywnej centralnej gwiazdy.
  14. 29 Canis Majoris

    29 Canis Majoris 29 Canis Majoris, niekiedy oznaczana również jako zmienna UW CMa, to jedna z niewielu jasnych, dostrzegalnych gołym okiem gwiazd typu widmowego O. Tak naprawdę, jest gwiazdą podwójną spektroskopowo, a więc jej binarną naturę da się stwierdzić (póki co) jedynie na podstawie analizy widma spektroskopowego. 29 CMa tworzy układ podwójny wzajemnie zaćmieniowy. Okres wzajemnej rotacji obu komponentów wynosi ok 4,4 doby. Cyklicznie występujące zaćmienia są przyczyną zmiennej jasności 29 Canis Majoris o kilka dziesiątych części magnitudo. Gwiazda ta należy do typu zmienności Beta Lyrae. Obie gwiazdy składowe układu to gorące nadolbrzymy o błękitnej barwie. Ich typy widmowe wyglądają następująco: O7 Ia pf i O9 I. Oznaczenie „p” przy widmie pierwszej, to tzw. widmo osobliwe („peculiar”). Jest to dość szerokie pojęcie, a tu oznacza m.in. obecność linii emisyjnych wodoru w widmie. W tym przypadku linie te pochodzą od wodoru będącego składnikiem otoczki wodorowej, znajdującej się wokół gwiazdy. Należy zaznaczyć, że pasma wodorowe u 29 CMa mają charakter emisyjny (a nie absorpcyjny, jak u gwiazd typu widmowego A). Symbol „f” oznacza pasma emisyjne azotu trójdodatniego (potrójnie zjonizowanego: N3+), charakterystycznego dla widm bardzo gorących gwiazd- niezwykle trudno jest odłączyć trzy elektrony od obojętnego elektrycznie atomu azotu, a tym bardziej od atomu helu. Potrzeba do tego znacznych nakładów energii. Wysoka temperatura na powierzchni gwiazd typu O, w tym 29 CMa wystarcza, by tego dokonać. Temperatury powierzchni gwiazd Aa i Ab szacowane są na 33.000 K oraz 38.000 K. Druga z gwiazd jest gorętsza i masywniejsza od pierwszej, ale za to mniej jasna. Średni promień każdej z nich to 4,7 Rʘ. Prędkości rotacji są znaczne (co jest dość powszechnym zjawiskiem u masywnych błękitnych gwiazd), wynoszą odpowiednio: 128 i 176 km/s w obszarze równika, przy okresach obrotu rzędu: 1,8 i 1,3 doby. Łączna masa gwiazd systemu UW CMa obliczona została na blisko 20 Mʘ, a ich wiek to w przybliżeniu 8 mln lat. Utrata masy na skutek działania wiatru gwiazdowego sięga aż 5 . 10-6 Mʘ. Układ prawdopodobnie posiada jeszcze jeden, ciemny (10- magnitudowy ) komponent. 29 Canis Majoris jest gwiazdą emisyjną- jak już zostało wspomniane, z powodu rozległej otoczki wodorowej otaczającej gwiazdę (linie emisyjne wodoru), ale oprócz tego jest też silnym emiterem promieniowania rentgenowskiego (X). Jak wiadomo, gorące nadolbrzymy generują niezwykle silny wiatr gwiazdowy. A ponieważ w bliskim sąsiedztwie znajdują się dwie takie gwiazdy, ich wiatr podlega interakcjom. Zderzające się drobiny materii mogą być źródłem promieniowania X. Inną możliwą przyczyną występowania wspomnianych promieni rentgenowskich jest powstawanie fali uderzeniowej (tzw. „bow- shock”) po przejściu gorącego gazu (z wiatru gwiazdowego) przez znacznie chłodniejszą materię międzygwiezdną. Intensywność emisji promieniowania X wykazuje zmienność w czasie i wykazuje związek z cyklem zmian jasności wizualnej gwiazdy. Z kolei dla zmian magnitudo, początek fazy wzajemnego obiegu (ɸ= 0) odpowiada pierwszemu minimum (wówczas druga ze składowych znajduje się, z punktu widzenia obserwatora, przed pierwszą z gwiazd).
×
© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2018)