Skocz do zawartości

Bellatrix*

Obserwacje
  • Zawartość

    53
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

  • Wygrane w rankingu

    4

Ostatnia wygrana Bellatrix* w Rankingu w dniu 26 Wrzesień

Bellatrix* posiadał najczęściej polubioną zawartość!

Reputacja

193 Excellent

O Bellatrix*

  • Tytuł
    Regulus
  • Urodziny 25.09.1988

Profile Information

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

Converted

  • Miejsce zamieszkania
    Gdynia

Ostatnie wizyty

1366 wyświetleń profilu
  1. Moi Kochani, bardzo Wam dziękuję
  2. GWIAZDA PRZYBYLSKIEGO Czyli Chemiczny koktajllantanowcowo- aktynowcowy W jednej z konstelacji Południowego Nieboskłonu, w części niedostępnej dla obserwatorów z Polski, znajduje się dość słaba (8,0m), ale nietypowa gwiazda. Mowa o Gwieździe Przybylskiego, o numerze katalogowym: HD 101065. Na pierwszy rzut oka, niespecjalnie wyróżnia się spośród reszty gwiazd, jej typ widmowy to F. Niektóre źródła podają również przedział F-G oraz zmienny charakter gwiazdy Przybylskiego. Pełna wersja zapisu typu widmowego uwzględnia oznaczenie „p”, czyli peculiar. Oznacza to, że widmo spektroskopowe gwiazdy jest osobliwe, nietypowe. W tym przypadku owa osobliwość polega na podwyższonej zawartości tzw. metali ziem rzadkich (głównie lantanowców- aktywnych metali bloku f). Lantan, cer, neodym czy prazeodym są co prawda obecne w atmosferze większości gwiazd, ale ich udział jest znacznie niższy niż u HD 101065. Nawet Holm, którego obecności nie stwierdzono wówczas w widmie słonecznym, był obecny w widmie gwiazdy Przybylskiego. Nawet tak ciężkie metale jak tor czy uran (aktynowce) mają podwyższony udział- w stosunku do udziału w widmie Słońca. Pierwiastki o wysokich liczbach atomowych są kilkaset do kilkunastu tysięcy razy bardziej rozpowszechnione niż w atmosferze naszej Dziennej Gwiazdy. Ciekawostką jest również zawartość prometu- radioaktywnego lantanowca o liczbie atomowej 61, pierwiastka posiadającego aż 27 izotopów (licząc łącznie z izomerami jądrowymi) w tym ani jednego trwałego. Izotop promet-145 jest spośród nich najtrwalszy (okres połowicznego zaniku zaledwie 17,7 lat).Przed tym odkryciem, obecność prometu podejrzewano tylko w przypadku dwóch innych gwiazd, stąd zaobserwowane jego linii w widmie HD 101065 było nie lada fenomenem. Co więcej, dalsze badania gwiazdy Przybylskiego dowiodły obecności transuranowców (Z > 92), do liczby atomowej 99 włącznie. Należy jednak podkreślić, że zawartość lekkich pierwiastków, takich jak np. tlen lub węgiel jest u gwiazdy Przybylskiego dużo niższa niż u większości gwiazd. Początkowo, zanim dokonano odkrycia związanego z nadzwyczaj obfitym widmem HD 101065, katalogi podawały typ widmowy gwiazdy jako B5, a więc gorąca błękitno-biała gwiazda. Jednak wnikliwa analiza dowiodła, że rzekome pasma wodoru i helu, były w rzeczywistości licznymi, gęsto rozmieszczonymi liniami absorpcyjnymi wielu pierwiastków. Barwa gwiazdy z kolei sugerowała typ K0. Ale natężenie pasm wodorowych wskazywało na typ widmowy z pogranicza F oraz G: F8- G0. Gwiazda Przybylskiego jest zmienna. Wykazuje średnią jasność ok. 8,0 mag. Amplituda zmian jasności jest niewielka i przyjmuje wartość zaledwie 0,02 mag, przy okresie bliskim 12 minut. Cykl zmienności nie jest jednolity i składa się z kilku cyklów zachodzących równolegle. HD 101065 posiada masę ok. 1,5 masy Słońca oraz temperaturę powierzchni bliską 6.600K. Jest oddalona od Ziemi o ok. 370 l.ś. Wskaźnik barwy B-V to ok +0,76 mag. Kolor jest więc białożółty. Godna uwagi jest też jej wyjątkowo niska prędkość rotacji. Wynosi ona zaledwie 12 km/s. Gwiazda Przybylskiego należy do ciągu głównego. Pełen zapis jej typu widmowego mógłby zatem wyglądać następująco: F8-G0Vp. Można również uznać ją za skrajny przypadek gwiazdy typu Ap (skrajny, gdyż dotyczy późnego typu widmowego F). Jednak podobnie jak gwiazdy Ap posiada podwyższony udział różnych ciężkich metali, a także silne pole magnetyczne oraz zmienność z uwagi na pulsacje. Skąd tak wysoka zawartość lantanowców i aktynowców w widmie HD101065? Prawdopodobnie jest ona spowodowana „wyrzucaniem” na powierzchnię gwiazdy ciężkich produktów syntez jądrowych przez ciśnienie promieniowania. Ciężkie metale chętnie absorbują wspomniane promieniowanie i dlatego są najbardziej podatne na dyfuzję ku zewnętrznym warstwom gwiazdy. Obecność silnego pola magnetycznego wzmacnia tę dyfuzję. Jednak mechanizm dyfuzji nie do końca wyjaśnia anomalie w składzie chemicznym. Metale ziem rzadkich są nieporównywalnie bardziej rozpowszechnione w gwieździe Przybylskiego, niż u typowych gwiazd typu Ap. Z drugiej strony gwiazdy Ap charakteryzują się wysokim udziałem niklu oraz żelaza pojedynczo zjonizowanego. U HD 101065 stężenie tych pierwiastków jest niskie.
  3. Do konstelacji Krzyża Południowego zaliczamy pewną bardzo jasną (ok. 1,7- magnitudową) czerwoną gwiazdę. Gamma Crucis (zwana również Gacrux) to chłodny, czerwony olbrzym typu widmowego M3,5 III. Jest to obiekt położony względnie blisko Ziemi: zaledwie 89 l.ś. (podobnie jak Ruchoma Gromada Wielkiej Niedźwiedzicy- ale у Crucis do niej nie należy).Wraz z naszą Dzienną Gwiazdą znajdują się w Ramieniu Oriona Drogi Mlecznej. Pod względem jasności wizualnej zajmuje 28. miejsce. Typem widmowym oraz klasą jasności przypomina Arcturusa, choć nie jest aż tak duża jak on (Arcturus: K1,5III). Jest to jedna z najjaśniejszych czerwonych gwiazd, widocznych na nocnym niebie. Około 127 sekund łuku od gammy Crucis widnieje ciemna, 6,5- magnitudowa biała gwiazda, która pozornie współtworzy z nią układ podwójny. Jednak zaobserwowano, że dystans między nimi stale rośnie, a oba obiekty nie są ze sobą skoniugowane grawitacyjnie, a Gacrux najprawdopodobniej jest gwiazdą pojedynczą. Składnik optyczny jest ok. sześciokrotnie bardziej odległy od Ziemi niż у Cru. Wizualnie silnie kontrastuje z pozostałymi trzema gwiazdami swojego gwiazdozbioru. Reszta najjaśniejszych gwiazd Południowego Krzyża jest błękitna, a у Cru czerwona. Jej wskaźnik barwy (B-V) to aż +1,59 (podobnie jak w przypadku Betelgezy, Eltamin czy Aldebarana). Temperatura powierzchni Gacruxa to niecałe 3.700 K (dla Słońa jest to ok. 5.800 K). Z tego powodu w widmie spektroskopowym gwiazdy dostrzegalne są pasma cząsteczek: CO oraz H2. Gdyby gwiazda była gorąca, wszelkie wiązania chemiczne uległyby dysocjacji termicznej (rozpadowi). Pasma molekularne są typowe tylko dla gwiazd o niskich temperaturach powierzchni. Gacrux zawiera chromosferę, ale za to jest pozbawiony korony gwiazdowej. Uchodzi wręcz za klasyczny przykład chłodnej, czerwonej gwiazdy, obfitej w tlen, ale nie posiadającej korony. Korona gwiazdy (np. słoneczna) to najbardziej zewnętrzna partia atmosfery, silnie rozrzedzona, ale za to bardzo gorąca. Gamma Crucis to zmienna półregularna o niskiej amplitudzie zmian jasności. Zmienność ta ma najprawdopodobniej związek ze zmianami prędkości kątowej gwiazdy. Pozostałe trzy najjaśniejsze gwiazdy Południowego Krzyża są błękietne. AlphaCrucis (Acrux) to ciasny układ spektroskopowo podwójny, złożony z gwiazd wczesnego typu widmowego B: B0,5IV oraz B1V. O cztery sekundy łuku od gwiazd Aa i Ab znajduje się trzeci, także niebieski składnik B. Beta Crucis (zwyczajowo zwana Mimosą) jest niebieskim podolbrzymem typu widmowego B1IV. Jest niezwykle masywna: 14 Mʘ i wykazuje wyjątkowo powolną rotację (35 km/s). Delta Crucis to niewiele chłodniejszy od poprzednich niebieski podolbrzym typu B2IV. Średnio masywna: ok 8,5 Mʘ.
  4. Dziękuję Wam bardzo! :-*
  5. GARŚĆ ZAPOMNIANYCH SKARBÓW ZE SZKATUŁY ŻYRAFY Konstelacja Żyrafy (Camelopardalis) to z pozoru niemalże „pusty” obszar zlokalizowany w okolicy północnego bieguna niebieskiego. Został ustanowiony dopiero w 1614 r. i wypełnia obszar m.in. pomiędzy gwiazdozbiorami Perseusza, Woźnicy, Kasjopei i Wielkiej Niedźwiedzicy. Żyrafa jest ciemną konstelacją. Najjaśniejsze z gwiazd do niej należących, swoją jasnością przekraczają wartość 4 magnitudo i żadna z nich nie posiada nazwy zwyczajowej.Przy zanieczyszczonym światłem, miejskim niebie, tak ciemny gwiazdozbiór może być dla obserwatorów w ogóle niedostępny. Wg wielu źródeł, gwiazdozbiór ten jest „pusty”, czy „pozbawiony uroku”. Z pewnością nie napawa zachwytem przy próbie obserwacji gołym okiem, jak ma to miejsce np. w przypadku konstelacji Oriona, Kasjopei czy Skorpiona. Żyrafa skrywa Za to są one doskonale widoczne przy pomocy sprzętu o niewielkiej aperturze. Pochylmy się na moment nad niektórymi z tych niedocenianych wspaniałości: 1. α Camelopardalis-gorąca, niebieska gwiazda typu widmowego O9Ia, o temperaturze powierzchni dochodzącej do 30.000 K. Oznaczenie „alfa” może być nieco mylne, gdyż α Camnie jest najjaśniejszą gwiazdą konstelacji. Jasność wizualna α Cam to 4,4m- najjaśniejsza z gwiazd β Camwykazuje 4,2m. Wart uwagi jest fakt, iż α Cam to jasny nadolbrzym (L= 530.000 Lʘ). Ale pomimo wybitnie wysokiej jasności absolutnej, widzimy ją jako dość słabą, ciemną gwiazdę. Jest to spowodowane ogromną odległością, jaka dzieli ją od Ziemi: aż 6.300 l.ś. Drugą z przyczyn niskiej jasności wizualnej jest obecność obfitego pyłu międzygwiazdowego w tym rejonie. Pył absorbuje część promieni świetlnych emitowanych przez gwiazdę, dlatego tylko niewielka ich ilość dociera do oczu obserwatora. α Camelopardalis, podobnie jak dobrze znana Zeta Ophiuchi, jest tzw. gwiazdą uciekającą. Oznacza to, że porusza się ona przez przestrzeń kosmiczną znacznie szybciej od większości gwiazd. Oddala się w ten sposób od swojej gromady macierzystej, w której powstała (NGC 1502). Przyczyny „ucieczki” Alfy Camelopardalis nie są jednoznaczne i zdania naukowców w tej kwestii są podzielone. Jedna z teorii zakłada, że głównym czynnikiem była eksplozja innej gwiazdy, która znajdowała się w bliskim otoczeniu α Cam. Drugim rozważanym powodem „ucieczki” omawianej gwiazdy jest jej grawitacyjna interakcja z innymi masywnymi obiektami. Masa α Camelopardalis jest wyjątkowo wysoka. Naukowcy szacują jej wartość na 25- 30 Mʘ. Gwiazda szybko traci swoją masę (sześć milionowych masy Słońca rocznie). Przyczyną gwałtownej utraty materii jest wpływ wiatru gwiazdowego. Ale mimo to, masa gwiazdy u końca jej życia zapewne pozostanie wystarczająca do wybuchu supernowej. 2. S Camelopardalis- nieco ponad 8-magnitudowa gwiazda z przeciwnego krańca widma spektroskopowego do poprzednio omawianej. Jest ona gwiazdą węglową typu widmowego C0e. Litera „e” dołączona do zapisu parametrów widmowych oznacza obecność linii emisyjnych pochodzących od wodoru. S Cam jest gwiazdą zmienną długookresową o pulsacyjnym charakterze zmian. W szczycie jasności, jasność wizualna gwiazdy sięga 8,0m, a w minimum przekracza wartość 10m. Na początku dwudziestego stulecia, gwiazdy węglowe dzielono na trzy podtypy: R, N i S. Podtyp R charakteryzowała względnie wysoka (jak na gwiazdy węglowe) temperatura. Ale obecność w widmie absorpcyjnym delikatnych, słabych pasm węgla, jest powodem, by zaliczać S Cam do gwiazd węglowych. Słabe są nie tylko linie węgla, ale również intensywność czerwonego zabarwienia w porównaniu do pozostałych gwiazd typu widmowego C. Wskaźnik barwy S Camelopardalis to blisko +2,5m. Na szczególną uwagę zasługuje charakterystyka cyklu zmienności omawianej gwiazdy. Jasność narasta (począwszy od punktu minimum) przez ok. sto dni i podobną ilość czasu utrzymuje się w maksimum jasności. W maksymalnym punkcie, S Camelopardalis jest blisko 400-krotnie jaśniejsza od naszej Dziennej Gwiazdy. Jej promień 200- 300 razy przekracza rozmiary promienia Słońca. W ciągu trwania cyklu zmienności, promień gwiazdy zmienia się o 30% tej wartości. 3. BD Camelopardalis- chłodna, czerwona gwiazda należąca do bardzo rzadkiej grupy gwiazd cyrkonowych. Temperaturowo odpowiada gwiazdom wczesnego typu widmowego M (jej powierzchnia wykazuje 3.600 K). Jednak w jej widmie spektroskopowym widoczne są linie absorpcyjne cyrkonu (a dokładniej tlenku cyrkonu na +II stopniu utlenienia: ZrO). W przeciwieństwie do wielu gwiazd cyrkonowych, BD Cam nie wykazuje linii technetu w widmie (technet to niezwykle rzadki, lekki pierwiastek promieniotwórczy o liczbie atomowej Z= 43. Nie ma żadnego izotopu trwałego jądrowo). Zabarwienie BD Cam jest ciemnopomarańczowe, jednak nie tak intensywne i głębokie, jak u gwiazd węglowych. Gwiazda ta przypomina w kwestii koloru np. Aldebarana albo Betelgezę. Jej wskaźnik barwy (B-V) wynosi zaledwie +1,64. Odkryto, że BD Cam stanowi ciasny układ podwójny, będący jednocześnie układem symbiotycznym (jedna z gwiazd pobiera materię od swej towarzyszki). Okres wzajemnego obiegu obu składowych systemu wynosi 596 dni. BD Camelopardalis, to jedna z jaśniejszych gwiazd cyrkonowych nocnego nieba. Wykazuje jasność wizualną bliską 5,0m. Jasność ta podlega zmianom, ale w przeciwieństwie do wielu gwiazd cyrkonowych, zmiany te są niewielkie. 4. BK Camelopardalis- cudowna, intensywnie błękitna gwiazda emisyjna typu widmowego B2,5V ne. Naley do zmiennych typu Gamma Cassiopeiae. Oznacza to, e w jej widmie spektroskopowym obecne są linie emisyjne wodoru (taka c echa należy do rzadkości, gdyż większość gwiazd posiada wyłącznie linie absorpcyjne). U BK Cam pasma emisyjne wodoru pochodzą od otoczki wodorowej, która formuje gazowy spłaszczony dysk materii, zlokalizowany w płaszczyźnie równika gwiazdy. Wodór ten wypływa z wnętrza BK Cam. Jak już wspomniano, jest to również gwiazda zmienna (typu уCas), a owa zmienność ma swoją przyczynę we fluktuacjach gęstości dysku wodorowego wokół gwiazdy (raz jest nieco bardziej, a innym razem nieco mniej obfity). Linie widmowe BK Cam są szerokie i rozmyte. Powodem takiego stanu rzeczy jest wyjątkowo szybka rotacja gwiazdy, dochodząca do 300 km/s w okolicach równika. Gwiazda jest dość masywna, ok. 8 Mʘ i masz spore szanse u końca swego życia wybuchnąć jako supernowa. BK Cam jest niezwykle gorąca;temperatura jej powierzchni wynosi aż 21.000 K. 5. CQ Camelopardalis- gwiazda zmienna o średniej jasności równej 5,1m. Należy do czerwonych jasnych olbrzymów typu widmowego M0II. Od Ziemi dzieli ją ogromny dystans, blisko 2.000 l.ś. Wskaźnik barwy CQ Cam to aż +2,05. Gwiazda wykazuje ciemnopomarańczowe zabarwienie. Warto wspomnieć, iż w odległości ok. 1o od niej, zlokalizowana jest omówiona w poprzednim punkcie błękitna BK Cam. Obie gwiazdy tworzą wyjątkowo piękny, kontrastowy duet optyczny. Nie są skoniugowane grawitacyjnie, ale przy użyciu szerokokątnego okularu i przy niewielkim powiększeniu można ujrzeć obydwa obiekty w jednym polu widzenia. Co więcej, w blskim sąsiedztwie CQ Cam oraz BK Cam nie ma równie jasnych gwiazd. 6. U Camelopardalis- jest to gwiazda podwójna tworzona przez gwiazdy: blisko 7-magnitudową, oraz ok. 9,5-magnitudową. Obie składowe dzieli ogromny dystans 209’’. Jaśniejsza z nich jest gwiazdą węglową o czerwonawej barwie, a ciemniejsza zachwyca błękitem. Należy do typu widmowego B8 ciągu głównego. U Cam jest gwiazdą zmienną pulsacyjną. Należy do tzw. gwiazd wolnozmiennych, a jej cykl zmienności ma charakter nieregularny. 7. HIP 22465- podobnie jak U Camelopardalis, również jest gwiazdą podwójną. Nawet jasności wizualne składników systemu są zbliżone do tych u poprzedniej gwiazdy: 7,6m oraz 9,4m. Za to dystans pomiędzy nimi jest znacznie mniejszy, bo zaledwie: 12’’. Ale taki stopień separacji i tak pozwala na dostrzeżenie podwójnej natury gwiazdy, nawet przy użyciu niewielkiego sprzętu. Nie znaleziono szczegółowych danych na temat wtórnej składowej systemu, ale wiadomo, że gwiazda macierzysta jest pomarańczowa i należy do typu widmowego K0V, a jej wskaźnik barwy (B-V ) przyjmuje wartość +1,26. Na temat ciemniejszego komponentu wiadomo jedynie, że posiada sporo niższy wskaźnik barwy, +0,60. Sugeruje on zatem jasnożółte zabarwienie gwiazdy wtórnej. --------------------------------------------------------- Źródło: 1. A. Schulz: „Atlas Gwiazd”, str. 156- 157. 2. E. Pittich i D. Kalmancok: „Niebo na dłoni”, str. 214- 215. 3. R. Burnham: „Burnham’s Celestial Handbook”, str. 314- 328. 4. Jim Kaler- Uniwersytet w Illinois, notatki. 5. Katalog gwiazd podwójnych „Stelle Doppie”.
  6. Kochani, dziękuję Wam!
  7. Bellatrix*

    Betelgeza

    Bo to dane szacunkowe. Czprzy takich odległościach od Ziemi, tak niepewnych danych odnośnie masy, wieku, rozmiarów, wyniki obliczeń np. utraty masy są jeszcze bardziej niepewne. Co ciekawe, nawet takie parametry typowo ziemskie, jak np. stała dysocjacji kwasów/zasad w różnych tabelach chemicznych różnią się niekiedy nawet parukrotnie. Dlatego zawsze prowadząc obliczenia podaję źródło, z którego korzystałam, aby później ktoś nie zrobił mi wyrzutów.
  8. CZERWONA PERŁA WŚRÓD BŁĘKITÓW ORIONA, CZYLI KILKA SŁÓW O BETELGEZIE Uważna analiza danych dotyczących poszczególnych gwiazd sprawia, że w pozornie powtarzalnych i nieciekawych obiektach zauważamy wyjątkowe, unikatowe cechy. Jednakże kompozycją wszelakich wyjątkowości okazuje się być jedna z najjaśniejszych gwiazd konstelacji Oriona: Betelgeza. Intensywnie pomarańczowa i wyjątkowo jasna, bez wątpienia wyróżnia się na tle licznych błękitnych gwiazd wczesnych typów widmowych, których nie brakuje w gwiazdozbiorze Oriona. Samotna, majestatyczna, odosobniona. Przyjrzyjmy się uważniej Alfie Orionis, aby poznać i docenić jej wyjątkowy charakter. Betelgeza jest czerwonym nadolbrzymem w końcowej fazie swojego życia. Świadczy o tym jej typ widmowy oraz klasa jasności: M2 Iab. Wskaźnik barwy (B-V) równy 1,52 potwierdza pomarańczowo-czerwone zabarwienie Alfy Orionis. Gwiazda ta jest bardzo odległym obiektem. Od Ziemi dzieli ją dystans około 450 lat świetlnych. Ale gdyby znalazła się w miejscu Słońca, jej zewnętrzne warstwy przekroczyłyby orbitę Marsa. Betelgeza jest jedną z najjaśniejszych gwiazd nocnego nieba. Pod tym względem plasuje się na ósmym miejscu. Jej jasność wizualna wynosi średnio 1 magnitudo. Ale należy zaznaczyć, że Alpha Orionis jest gwiazdą zmienną o bardzo wysokiej amplitudzie zmian jasności. Zakres tych zmian wynosi 0,0 do 1,30 magnitudo. Choć z notatek różnych obserwatorów na przestrzeni wielu lat, można wnioskować, że granice te bywały sporadycznie przekraczane. Betelgeza należy do gwiazd zmiennych półregularnych. Zmiany jasności Alfy Orionis są powiązane ze zmianami jej rozmiaru. Gwiazda podlega cyklom pulsacyjnym, puchnąc i kurcząc się na przemian. Zmienne półregularne podlegają typowym, regularnym cyklom zmian jasności, jednak na ich zmienność może składać się kilka osbnych cyklów z własnymi odrębnymi okresami oraz amplitudami zmian. Stąd wpadkowa krzywa zmian jasności posiada pozorny nieregularny charakter. Obserwacje zmienności Betelgezy są szczególnie ekscytujące, kiedy dokonuje się ich na długiej przestrzeni czasowej. Przyjrzyjmy się tym prowadzonym w XIX w. przez astronoma Sir Johna Herschela. Możliwe, że był on pierwszą osobą, która zauważyła i opisała zmiany jasności Betelgezy. Najbardziej drastyczne fluktuacje miały miejsce w latach 1836-1840 oraz 1849- 1852. A w grudniu 1852 roku, Herschel zanotował, że Betelgeza jawiła się wówczas jako „najjaśniejsza spośród wszystkich gwiazd północnego nieba. Jaśniejsza nawet niż Kapella i Arkturus”. Oznaczało to, że jasność przekroczyła granicę 0,0 magnitudo, przyjmując ujemna wartość -0,1m. Z kolei Robert Burnham zanotował, że wyjątkowo wysokie skoki jasności u Betelgezy miały miejsce w latach: 1925, 1930, 1933, 1942, 1947. Z kolei w latach 1957-1967 odnotowano nieznaczne fluktuacje jasności. Interesujące pod tym względem są notatki redaktora magazynu „Sky & Telescopes”, Josepha Ashbrooka. Ashbrook badał Betelgezę między 1937 i 1975 rokiem. W tym czasie wytyczył skrajne wychylenia jasności gwiazdy i zapisał, co następuje: najwyższa odnotowana jasność Alfy Orionis: -0,1 magnitudo, najniższa: +1,1 magnitudo. Z pozostałych jego notatek wynikało, że zmienność Betelgezy ma charakter łagodny i stopniowy. Sporadycznie mają miejsce nagłe skoki jasności, np. w 1957r. Betelgeza w krótkim czasie pojaśniała o 0,4 magnitudo. Zmienność Betelgezy dotyczy nie tylko jej rozmiarów oraz, w konsekwencji, jasności, ale również temperatury gwiazdy. W chromosferze αOri zaobserwowano modulacje strumienia światła widzialnego oraz ultrafioletowego. Mają one związek z pulsacją fotosfery. Należy wspomnieć, iż okres zmian jasności Betelgezy jest niezwykle długi i wynosi 2335 dni czyli 6,39 lat. Parametry fizyko-chemiczne: Przez wiele dziesięcioleci Betelgeza była uznawana za największą, najczerwieńszą i najjaśniejszą gwiazdę spośród olbrzymów. Jednak, ostatnimi czasy okazało się, że pod względem jasności, Alfę Orionis pokonuje Antares, który przy odległości 600 lat świetlnych ma jasność około 1 magnitudo. Średnia jasność Betelgezy jest większa (około 0,5 magnitudo), ale jest to jasność wizualna, widziana przez nas z Ziemi. Antares za to ma wyższą jasność absolutną. Patrząc z Ziemi, Betelgeza, przy średniej jasności wizualnej +0,5 magnitudo jest jasniejsza od 1-magnitudowego Antaresa, którego wizualna wielkość gwiazdowa nigdy nie przekracza wartości +0,6 magnitudo (oscyluje ona w zakresie: 0,6- 1,6 magnitudo). Betelgeza mieści się w zakresie -0,1 do +1,3 magnitudo. Bardzo rzadko spada do wartości +1,6m.. Ale gdy ma to miejsce, αOri ledwie przekracza jasność składników Pasa Oriona. Skład chemiczno-izotopowy Betelgezy znacząco się różni od składu czerwonych nadolbrzymów. Jedynie zawartość azotu jest lekko podwyższona, a stężenie węgla nieznacznie zaniżone. Obserwuje się również niską zawartość izotopu węcla C-12 w stosunku do węgla C-13. Temperatura w wewnętrznych gęstych (103g/cm3) warstwach Betelgezy wynosi 108K. Z kolei temperatura zewnętrznej części gwiazdy to już zaledwie 3500 +/- 200 [K]. Na powierzchni αOri, podobnie jak u reszty nadolbrzymów, panuje słaba grawitacja- znacznie niższa niż w przypadku gwiazd ciągu głównego. Ma to związek z silnie rozrzedzoną materią w zewnętrznych warstwach nadolbrzyma. W zewnętrznych obszarach mają miejsce wzmożone ruchy konwekcyjne materii, które przyczyniają się do zmiennej jasności gwiazdy. Ciekawą cechą czerwonych nadolbrzymów typu widmowego M jest ich bardzo rozległa atmosfera, której szerokość przekracza 1 A.U. Betelgeza, na skutek oddziaływań wiatru gwiazdowego, nieustannie traci materię z zewnętrznych warstw, co przyczynia się do powolnego spadku jej masy. Jednak biorąc pod uwagę wyjściową masę gwiazdy, spadek ten jest praktycznie niezauważalny. Szacuje się, że dla αOri wynosi on około 1-3 x 10-6 masy Słońca/ rok. Betelgeza ma względnie niską prędkość rotacji. Okres obrotu wokół własnej osi jest równy 8,4 roku. Rotacja nie ma znaczącego wpływu na wewnętrzną strukturę obecnej Betelgezy, ale z pewnością miała takowy, gdy gwiazda należała do ciągu głównego. Czerwone olbrzymy emitują znaczne ilości promieniowania elektromagnetycznego. Jednak spora cześć tych promieni jest niewidoczna dla oka, ponieważ znajduje się w zakresie podczerwieni. Światło widzialne emitowane przez Betelgezę stanowi zaledwie 13% wszystkich wyzwalanych fotonów. Ale jeśli oko ludzkie mogłoby dostrzegać wszystkie częstotliwości promieniowania elektromagnetycznego, to αOri byłaby najjaśniejszą spośród wszystkich gwiazd nocnego nieba. Średnica kątowa: Betelgeza posiada bardzo dużą średnicę kątową. Na obecny stan wiedzy, zajmuje pod tym względem drugie miejsce spośród gwiazd nocnego nieba. Większą średnice kątową ma jedynie gwiazda R Doradus: 0,057'' +/- 0,005''. Średnica kątowa fotosfery u Betelgezy jest zmienna i oscyluje w zakresie: 0,043'' – 0,056''. Fluktuacje te mają swą przyczynę w pulsacji gwiazdy. Pierwszych pomiarów średnicy kątowej dla αOri dokonano w 1920r. przy pomocy 100-calowego teleskopu. Uczeni, po analizie danych zauważyli ciemne obszary, jakby przebarwienia na powierzchni Betelgezy. Są to miejsca o niższej temperaturze, odpowiedniki plam Słonecznych. Z kolei w latach 90-tych ubiegłego wieku kosmiczny teleskop Hubble'a wykonał zdjęcie tarczy Alfy Orionis wraz z widocznym jasnym obszarem na powierzchni gwiazdy. Na fotografii widoczna była także atmosfera (w nadfiolecie). Gdyby umiejscowić Betelgezę w centrum Układu Słonecznego, zamiast Słońca, wówczas przekroczyłaby orbitę Marsa. Przyjmuje się, że średnica αOri jest około 650 razy większa od słonecznej. To są blisko 3 jednostki astronomiczne. Jak to już bywa w przypadku nadolbrzymów- ich średnice są ogromne. Ale wielkość ta została osiągnięta kosztem gęstości, która dla tego typu gwiazd jest w zewnętrznych obszarach wybitnie niska. Kolokwialnie mówiąc, materia nadolbrzymów jest „napuchnięta”, „napuszona” i zarazem skrajnie rozrzedzona. Znacznie rzadsza od największej próżni, jaką udaje się otrzymać na Ziemi w warunkach laboratoryjnych. Niestety, póki co nauka nie potrafi precyzyjnie i jednoznacznie wskazać, gdzie leży kraniec gwiazd-nadolbrzymów. Nie potrafimy powiedzieć, gdzie kończy się gwiazda, a zaczyna jej atmosfera. W przypadku Słońca taki podział jest łatwy do wykonania. Dodatkowym utrudnieniem jest fakt, iż czerwone olbrzymy (w tym m.inn. Betelgeza i Antares) często są zanurzone w pyle międzygwiezdnym, tak rozległym, że ciągnie się on na dystansie kilku lat świetlnych. Czyżby układ wielokrotny? W 1985 roku, w oparciu o analizę wyników interferometrii, dokonano ciekawej obserwacji. Betelgeza prawdopodobnie posiada dwie gwiazdy towarzyszące. Jeżeli rzeczywiście istnieją, znajdują się bardzo blisko swej gwiazdy macierzystej: jedna 40-50 jednostek astronomicznych, a druga zaledwie 5 jednostek. Druga ze składowych znajduje się tak blisko Betelgezy, że porusza się (przynajmniej w części swej orbity) wewnątrz niej, a dokładniej: w zewnętrznej części gwiazdy. Jest to możliwe z uwagi na silnie rozrzedzoną materię czerwonego olbrzyma. Kiedy wybuchnie? Wiele się mówi o Betelgezie będącej w terminalnym stadium swojego życia. Szacuje się, że z uwagi na wysoką masę, αOri wybuchnie jako supernowa, jednak nie sposób oszacować, kiedy to nastąpi. Jak już wspomniano, Betelgeza, na skutek działania wiatru gwiazdowego stopniowo wytraca materię. Jednak ryzyko, że masy ubędzie na tyle, iż stanie się niemożliwym proces eksplozji supernowej, jest znikome, a nawet pomijalnie niskie. Co nieco o genezie nazwy „Betelgeza”: Alfa Orionis posiada najbardziej nietypową, wymyślą i trudną do przetłumaczenia nazwę. Paul Kunitzsch twierdzi, że pochodzi ona od arabskiego określenia: „yad al-jauza”, czyli „reka al-jauza”. A „al-jauza” oznacza tyle co „olbrzym”. Słowo „olbrzym” z kolei było staroarabskim określeniem Oriona. Tłumaczenie, na przestrzeni lat uległo komplikacji po próbach zapisu jej w języku lacińskim. „Yad al-jauza” zanotowano jako „bedalgeuze”. I wówczas może być mylnie kojarzone (z arabskiego) jako „pacha al-jauza”, a więc „pacha Oriona”. W XIX wieku, aż do połowy XX, nazwa gwiazdy była pisana jako „Betelgeze” lub „Betelgeux”. W ostatnich dekadach „Betelgeza” (ang. „Betelgeuse”) stało się standardem w pisowni. Kwestią sporną (i poniekąd indywidualną) pozostaje wymowa. W mowie potocznej funkcjonuje również określenie „Bet-el-joos”, które w ramach żartu czytane jest jako: „Beet-el-joos”, co ma nawiązywać do postaci filmowej o imieniu „Beetlejuice”. Źródła: M.M. Dolan, G.J. Mathews, D.D. Lem, N.Q. Len, G. Herezeg, D.S.P. Deothorn, „Evolutionary Tracks of Betelgeuse”. L. Goldberg „The Variability of Alpha Orionis”, Kitt Peak National Observatory, Arizona, 1984. H. Karttunen, P. Kroger „Fundamental Astronomy”. F. Schaaf „The Brightests Stars”, str. 174-182. Zdjęcie konstelacji Oriona: http://www.yalescientific.org/2011/05/betelgeuse-ticking-time-bomb/
  9. Bellatrix*

    Enif

    Pamiętasz T Lyrae?? A skąd? Ze zlotu jak pokazywałam ją wszystkim ochotnikom (mniej lub bardziej "przymusowym") czy ze szkiców na AP?
  10. Bellatrix*

    Enif

    Setaarius, jakie to piękne! Aż warto wydrukować. Ja mam te moje referaty w jednym folderze, jakieś 100 gwiazd, albo nieco więcej, już nie pamiętam, bo nie liczyłam dawno. Betegeza także jest. W tej chwili przerzucam po trochu na FA (komplet jest na AP ale nie posiadam tam zwartego jednego folderu, prace są porozsypywane i zalegają gdzieś w depozytach). A jak tutaj otrzymałam możliwość zgromadzenia całości pod jednym banerem, to kompletuję Będzie dla Was wygodniej korzystać (baner jest z prawej strony na głównej, tuż pod Obiektem Tygodnia). Gryff188, wiem, brzmi wręcz szaleńczo, ale nie chciałam napisać "kolor betonowy", bo tak jakoś ordynarnie brzmi. Ona taka jest własnie ta wtórna składowa Enifa. Bardzo ponury, ale śliczny kolor.
  11. Jaki kolor wg Was ma druga składowa układu Eta Cassiopeiae (Achird)?..

    1. Pokaż poprzednie komentarze  10 więcej
    2. RobertW

      RobertW

      Właśnie na nią spojrzałem z domu i hmm...raczej nie widzę w niej purpuro-fioletu czy też jagody. Bardziej jakiś buro-żółty, ciemno żółty, kremowy (i mówię tu o składniku B). Może nawet lekko wpadający w nieśmiały pomarańcz (brudno-żółto-pomarańczowy?). Może to brak doświadczenia w określaniu kolorów, może miejskie oświetlenie, ale naprawdę trudno mi dopatrzeć się tam aż takiej odległości od żółtego. Obserwacja SCT8", 87-260x.

    3. lukost

      lukost

      Zdecydowanie miedziany, czyli taki zabrudzony ciemnożółty/lekko pomarańczowy. ;)

    4. Bellatrix*

      Bellatrix*

      tak... widziałam kiedyś przez wielkiego newtona tę gwiazdę i rzeczywiście była miedziana. Tak jakby ten jagodowy odcień zaniknął.

  12. Bellatrix*

    DoDz 6

    Piękna musi być ta 44 Herculi. Biorąc pod uwagę jej typ widmowy, kolorem pewnie zbliżona nieco do Słońca.
  13. ENIF, CZYLI CHRAPY PEGAZA Epsilon Pegasi (ε Peg), zwany zwyczajowo Enifem, to najjaśniejsza gwiazda z konstelacji Pegaza. Gwiazda Alperatz (Alfa Andromedae), która należy do Wielkiego Kwadratu i graniczy z gwiazdozbiorem Pegaza jest jaśniejsza od Enifa, ale dzięki temu, że została przyporządkowana do Andromedy, Enif uchodzi za najjaśniejszą gwiazdę swojej konstelacji. ε Pegasi leży w miejscu nosa Pegaza. Nazwa "Enif" pochodzi z języka arabskiego i oznacza "nos". Inne nazwy gwiazdy to: Enir, Enf, Al Anf, Enf Alpheraz, Fum al Faras oraz Al Jahfalah. Parametry fizyko-chemiczne: Enif należy do gwiazd zmiennych pulsujących. Zmienność ma charakter nieregularny. Fluktuacje jasności są powolne i mieszczą się w szerokim zakresie: 0,70m do 3,50m. ε Pegasi jest gwiazdą potrójną. Składowa pierwotna zalicza się do typu widmowego K2 Ib. Drugi komponent (B) 0 jasności 12,7m jest oddalony od gwiazdy głównej o nieco ponad 83''. Należy do typu K2 II. Składowa C, to 8,8-magnitudowa gwiazda oddzielona dystansem 143'' od składnika A. ε Pegasi widoczna jest przez amatorski teleskop jako układ podwójny o wyjątkowo wysokim stopniu separacji. Jaśniejsza z gwiazd ma głęboki żółto-złoty kolor, a ciemniejsza z nich jest szaro-błękitno-wrzosowa. Wskaźnik barwy 0,51 nie sugeruje chłodnego koloru, jednak wobec intensywnej żółtej barwy pierwotnej składowej, sprawia wrażenie zabarwionej w odcieniach wrzosu. Enif jest oddalony od Ziemii o około 690 l.ś. Jego masa (dotyczy głównego składnika A) mieści się w granicach 10-11 mas Słońca. Jasność jest 4000-krotnie wyższa od jasności słonecznej, a średnica Enifa przewyższa blisko150 razy średnicę naszej Dziennej Gwiazdy. Temperatura ε Pegasi wynosi około 4460K. Enif jest starą przeewoluowaną gwiazdą będącą u końca swego życia. Należy do żółtych nadolbrzymów, które są bardzo rzadko spotykane We jego materii zachodzą reakcje termojądrowe przekształcania helu w węgiel. Gwiazda prawdopodobnie zakończy życie jako supernowa lub jako nietypowy biały karzeł neonowo-tlenowy. Warto wspomnieć, że ε Pegasi należy do jednej rodziny gwiazd z Sadalmelikiem i Sadalsuudem, powstałych we wspólnej gromadzie otwartej. Alfa Aquarii oraz Beta Aquarii zaliczają się do konstelacji Wodnika, z kolei Enif należy do gwiazdozbioru Pegaza. Wszystkie trzy gwiazdy są nadolbrzymami. Dwie pierwsze należą do typu widmowego G, ostatnia do typu K. Różnice te wynikają z odrębnych parametrów fizyko-chemicznych otrzymanych na początku swego istnienia. Wszystkie z nich znajdują się w podobnym oddaleniu od Układu Słonecznego: Enif: ok. 690 l.ś., Sadalmelik: ok.760 l.ś., Sadalsuud: ok. 610 l.ś. Co ciekawe, pomimo ogromnej jasności absolutnej trójki wspomnianych nadolbrzymów, oraz ich względnie "niewielkiej" odlegości od Ziemii, gwiazdy te mają niższą jasność wizualną, niż możnaby się spodziewać. Dzieje się tak, gdyż znajdują się one na rubieżach naszego lokalnego sąsiedztwa w Drodze Mlecznej, w strukturze zwanej Bąblem Loop III. Światło emitowane przez gwiazdy jest częściowo rozpraszane przez gazowo-pyłowe struktury. Dlatego gwiazdy wydają się swiecić słabiej, niż wynikałoby to z rachunków. Pod względem wielkości, Enif jest największą (i zarazem najchłodniejszą) z trójki spokrewnionych gwiazd. Jego średnica jest 150 razy większa od słonecznej. Dla porównania średnica Sadalmelika jest równoważna 77 średnicom Słońca, a Sadalsuuda zaledwie 50-krotnie. Enif jest też spośród nich najcięższy. Z uwagi na swoją masę ma szansę zakończyć życie jako supernowa. Jego masa znajduje się blisko wartości granicznej niezbędnej do zajścia tego procesu. Sadalmelik i Sadalsuud, których masy wynoszą około 6 mas Słońca, nie przekraczają wymaganego progu 8 ʘ, uważanego za minimalny niezbędny do wybuchu gwiazdy wg mechanizmu supernowej. Z kolei Enif, ze swą masą wynoszącą 10-11 M ʘ ma potencjał, by stać się supernową. Jednak sporo zależy od masy gwiazdy u końca jej życia. Należy pamiętać, że gwiazdy powoli, sukcesywnie tracą swoją materię na skutek działania wiatru gwiazdowego. Jeśli masa pozwoli na syntezę termojądrową żelaza w ostatniej fazie życia Enifa, wtedy gwiazda wybuchnie jako supernowa typu II. Jeśli masa okaże się niestarczająca, ε Pegasi stanie się białym karłem. Etap żółtego nadolbrzyma jest procesem dynamicznym i w skali kosmicznej względnie krótkim. Szczęściem jest możliwość oglądania takich niestabilnych, niezwykłych i rzadko spotykanych obiektów, będących jedynie krótkim etapem w długim i skomplikowanym procesie życiowym gwiazd. Ciekawostka obserwacyjna: Jeżeli podczas obserwacji Enifa, poruszyć lekko tubą teleskopu, tak aby wzbudzić drobne drgania, ciemniejszy składnik będzie zdawał się poruszać przez chwilę jak wahadło. Odkrył to w XIX wieku astronom John Herschel, który słusznie wówczas wywnioskował, że światło słabszej z gwiazd potrzebuje więcej czasu, by pobudzić siatkówkę. Dlatego na tle jaśniejszej gwiazdy, ruch drugiej składowej jest "pozostaje w tyle". Efekt ten jest widoczny już w 4-calowych teleskopach, jak i przy większej aperturze. Z racji na opisane zjawisko, obserwatorzy zwą potocznie Enifa "pendulum star". ------------------------------------------------------- Źródło: J. Mullaney, "Sky and Telescopes", July 26/2006 S.C. Raine, "Enif, Sadalsuud and Sadalmelik: A Tale of The Supergiants", May 2012 Strona internetowa Jima Kalera, profesora astronomii z University of Illinois The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version) SIMBAD Astronomical Database
  14. Bellatrix*

    Naos

    A może "masochista" miał nadzieję, że oberwie ode mnie... Ale nie pykło A wracając do Naosa: ktoś ma może na zdjęciu (może jakiś szeroki kadr południowego nieboskłonu)..?
  15. O faktycznie. Nie miałam pojęcia o takim podziale. Czyli typy zmienności dla gwiazd ciągu głównego, a gamma Persei akurat "łapie się" na GS:
×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy pliki cookies w Twoim systemie by zwęszyć funkcjonalność strony. Możesz przeczytać i zmienić ustawienia ciasteczek , lub możesz kontynuować, jeśli uznajesz stan obecny za satysfakcjonujący.

© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2019)