Skocz do zawartości

Bellatrix*

Obserwacje
  • Zawartość

    47
  • Rejestracja

  • Ostatnia wizyta

  • Wygrane w rankingu

    3

Ostatnia wygrana Bellatrix* w Rankingu w dniu 13 Wrzesień

Bellatrix* posiadał najczęściej polubioną zawartość!

Reputacja

178 Excellent

O Bellatrix*

  • Tytuł
    Bellatrix
  • Urodziny 25.09.1988

Profile Information

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

Converted

  • Miejsce zamieszkania
    Gdynia

Ostatnie wizyty

1196 wyświetleń profilu
  1. 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.
  2. 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/
  3. Bellatrix*

    Enif

    Pamiętasz T Lyrae?? A skąd? Ze zlotu jak pokazywałam ją wszystkim ochotnikom (mniej lub bardziej "przymusowym") czy ze szkiców na AP?
  4. 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.
  5. Jaki kolor wg Was ma druga składowa układu Eta Cassiopeiae (Achird)?..

    1. Pokaż poprzednie komentarze  7 więcej
    2. Janko

      Janko

      Purpurowa (choć niekoniecznie jagodowa) to była Gorgona - ro Persei. Zaś do wtulania - lepsza jest koleżanka małżonka :))

    3. Bellatrix*

      Bellatrix*

      o jak ślicznie mówisz. Aż miło posłuchać. Zrobiłeś mi dzień tym tekstem.

    4. Janko

      Janko

      I nawzajem :thumbsup:

        • Like 1
  6. Bellatrix*

    DoDz 6

    Piękna musi być ta 44 Herculi. Biorąc pod uwagę jej typ widmowy, kolorem pewnie zbliżona nieco do Słońca.
  7. 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
  8. 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)..?
  9. O faktycznie. Nie miałam pojęcia o takim podziale. Czyli typy zmienności dla gwiazd ciągu głównego, a gamma Persei akurat "łapie się" na GS:
  10. Co to konkretnie oznacza? Że A2V, to wiadomo, oczywiste. Ale "GS"? Nigdy nie widziałam takiego zapisu.
  11. Bellatrix*

    Terebellum

    Przy okazji Strzelca polecam zerknąć na tą śliczności.
  12. Bellatrix*

    Naos

    Masz rację, dziękuję za mega czujność już poprawione. Nadolbrzym, do tego niebieski, a ja niedoceniłam coś tej jego jasności... A swoją drogą, to dopiero musi być niesamowity obiekt. Rozdęty, o bardzo rozrzedzonej atmosferze i za razem tak skrajnie gorący. Mam słabość do tej gwiazdki, bo mało jest ciał o tak skrajnych parametrach fizyko- chemicznych. Nawet Spika się chowa przy Naosie.
  13. MALEŃKI LATAWIEC STRZELCA CZYLI KRÓTKO O ASTERYZMIE Z GWIAZD TEREBELLUM W konstelacji Strzelca znajduje się niewielki asteryzm tworzony przez cztery zbliżonej jasności (ok. 4,5- magnitudowe) gwiazdy. Gwiazdy te nie są jednak ze sobą powiązane grawitacyjnie. Z perspektywy Ziemi formują niezwykły zarys deltoidu/ latawca. Asteryzm wznosi się na niewielką wysokość nad horyzont. Góruje na przełomie czerwca i lipca, kiedy to osiąga maksymalną wysokość: ok. 12o nad horyzontem i jest widoczny w południowej części nieba. Gwiazdy składowe są widoczne gołym okiem i zajmują na niebie obszar o wymiarach 1o 20’ x 1o 40’. W literaturze zagranicznej układ niekiedy określany jest jako Herman’s Cross, od imienia jednego z obserwatorów, Hermana Heyna, który zwrócił szczególną uwagę na charakterystyczny kwartet gwiazd w pobliżu ekliptyki w „ciemnej” części gwiazdozbioru Strzelca (ciemnej, czyli obfitej w słabe, ciemne gwiazdy). Nazwa „Terebellum” pochodzi z języka łacińskiego i oznacza tyle co „śruba” lub „narzędzie wiertnicze”. W skład asteryzmu wchodzą 4 gwiazdy: Omega Sagittarii, zwana Terebellum I, b Sagittarii (Terebellum II), 60 Sagittarii (Terebellum III) oraz c Sagittarii (Terebellum IV). Wszystkie komponenty są olbrzymami z szerokiego przedziału klas jasności: II- IV. Wszystkie prawdopodobnie są gwiazdami pojedynczymi. Terebellum I : gwiazda wykazująca znaczny ruch własny, jest żółtym podolbrzymem typu widmowego G5. Jej wskaźnik barwy (B-V) wynosi +0,76, bo sugeruje jasnożółte zabarwienie (podobne do tego, który obserwujemy u Kapelli). Jednak Terebellum I obserwowana na tle pozostałych składników asteryzmu, sprawia wrażenie chłodno zabarwionej (białawej). Terebellum II : pomarańczowy olbrzym typu widmowego K3. Wskaźnik barwy wynosi +1,45, a gwiazda zabarwieniem przypomina Kochab (βUMi). Terebellum III: jest żółtym olbrzymem typu G8 i wskaźniku barwy +0,89. Kolor gwiazdy jest złoty, podobny jak u Sadalmelika (α Aqr). Terebellum IV: czerwony chłodny olbrzym typu widmowego M4 o zabarwieniu podobnym do koloru Betelgezy (wsk. barwy wynosi +1,64).
  14. TAU SCORPII- Al Niyat Niezwykła 2,8- magnitudowagwiazda z konstelacji Skorpiona, oddalona od Ziemi o ok. 430 l.ś. Tym samym jest jedną z gorętszych gwiazd zlokalizowanych w niewielkiej odległości od Układu Słonecznego. Dla obserwatorów z terenu Polski dostępna wiosną, kiedy to gwiazdozbiór Skorpionawznosi się na niewielką, ale wystarczająco dogodną wysokość nad horyzont. Należy do asocjacji niebieskich gorących gwiazd OB Skorpiona- Centaura. Al Niyatwykazuje temperaturę powierzchni bliską 31.000 K. Odpowiada ona typowi widmowemu B0,2V. Zaledwie niewielki ułamek procenta spośród wszystkich gwiazd ciągu głównego wykazuje tak wysoką temperaturę. Panujący w jej obszarze silny wiatr gwiazdowy przyczynia się do znacznej utraty masy, ok. 10-8Mʘ rocznie. Ale i tak jest to blisko 100- krotnie mniej niż traci np. Zeta Puppis (Naos). Tau Scorpii silnie „świeci” w zakresie promieniowania rentgenowskiego (X). Ale interesujący jest fakt, że ta gwiazda- bardziej niż gorące obiekty wczesnych typów, przypomina późnego typu chłodne gwiazdy, u których wyrzutom koronalnym towarzyszy emisja fal X. Al. Niyat należy do ciągu głównego, a więc nie jest tak jasną gwiazdą o rozdętej otoczce (jak np. Zeta Puppis, blisko 800.000 Lʘ), ale z uwagi na znaczną masę i wczesny typ widmowy jest aż 5- krotnie jaśniejsza od Słońca. Należy również zwrócić uwagę na niezwykle niską prędkość rotacji. Gorące gwiazdy często wykazują wysoką prędkość obrotu (np. Naos: ponad 200 km/s, Regulus: powyżej 300 km/s, Tsih: 450 km/h). W przypadku Tau Scorpii jest to zaledwie 20 km/s, niewiele szybciej niż Słońce (ok. 2km/s). Inną niezwykłą cechą Al. Niyat jest jej wyjątkowe pole magnetyczne nad powierzchnią gwiazdy. Nie jest ono wyraźnie zgrupowane i posiada złożoną strukturę. Linie sił pola magnetycznego wykazują skomplikowaną strukturę. Pole to ukierunkowuje wyrzuty masy gwiazdowej na poskręcane wąskie tory. Uwalniana materia silnie świeci w zakresie promieniowania X. Intensywność promieniowania rentgenowskiego jest w przypadku Al. Niyat znacznie wyższa niż u gwiazd o podobnych parametrach widmowych. Przyczyną jest najprawdopodobniej złożone pole magnetyczne, będące reliktem pozostałym po etapie wczesnego formowania się gwiazdy. Wiatry gwiazdowe poruszające się w wielu różnych kierunkach podlegają zderzeniom, przez co materia w nich zawarta emituje nadzwyczaj silne promieniowanie X. Tory zaznaczone na niebiesko to „otwarte” linie sił pola magnetycznego, z których materia swobodnie opuszcza gwiazdę. Białe linie symbolizują zamknięte linii sił pola („pętle”). W przypadku tych ostatnich materia krąży. Nie jest jednak (póki co) jasne, dlaczego tau Scorpii wykazuje tak niską prędkość rotacji. U niektórych gwiazd jest to spowodowane m.inn. intensywną utratą masy. Ale utrata ta nie jest wysoka w stosunku do większości gwiazd o podobnych parametrach fizyko- chemicznych. Promieniowanie X emitowane przez Tau Scorpii ma jeszcze jedną szczególną cechę: nie tworzy się (jak to ma miejsce u np. Zety Puppis)- w znacznej odległości od powierzchni gwiazdy, w obszarze uwalnianego przez nią gazu (wiatr gwiazdowy). Al Niyat generuje promienie rentgenowskie już nad samą powierzchnią gwiazdy. τSco wykazuje podwyższony udział zjonizowanego azotu w składzie atmosfery.
  15. 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.
×
×
  • 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)