Becrux czyli Mimosa, układ podwójny gwiazd

Mimosa (Beta Crucis, β Cru) – druga co do jasności gwiazda w gwiazdozbiorze Krzyża Południa (wielkość gwiazdowa: 1,25m). Odległa od Słońca o około 355 lat świetlnych.

Gwiazda ta ma nazwę własną Mimosa, która pochodzi od łacińskiego określenia aktora; jej źródło nie jest jasne, ale może ona wywodzić się od rośliny o tej samej nazwie. Historycznie używana była też nazwa Becrux, stworzona przez połączenie litery Beta i łacińskiej nazwy gwiazdozbioru (Crux).

Jest to gwiazda spektroskopowo podwójna, czyli układ podwójny gwiazd, którego składników nie można rozdzielić optycznie, nawet za pomocą silnych teleskopów. Gwiazdy wchodzące w skład układu krążą po silnie wydłużonych orbitach w średniej odległości 8,7 au. Pełny obrót wokół wspólnego środka masy układu zajmuje im około 5 lat.

Olbrzym będący głównym składnikiem układu to gwiazda zmienna typu Beta Cephei. Należy do typu widmowego B0,5. Jej temperatura to około 27 000 K, jasność zaś przewyższa 34 000 razy jasność Słońca. Jej promień jest ponad ośmiokrotnie większy niż promień Słońca, a masa szesnastokrotnie większa od masy naszej Dziennej Gwiazdy. Gwiazda o tak dużej masie za 6–10 milionów lat zakończy życie jako supernowa.

Deneb – gwiazda która będzie gwiazdą polarną

Deneb (Alfa Cygni, α Cyg) – najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Łabędzia, odległa o około 2600 lat świetlnych od Słońca.

Nazwa gwiazdy pochodzi od arabskiego słowa arab.‎ dhaneb, które oznacza ogon. Całe wyrażenie brzmi Dhanab ad-Dajāja, czyli “ogon kury”, od starszej nazwy Łabędzia.

W północnych szerokościach geograficznych Deneb nigdy nie zachodzi. Razem z innymi jasnymi gwiazdami – Wegą i Altairem – tworzy charakterystyczny asteryzm, tzw. trójkąt letni.

18 000 lat temu Deneb znajdował się w pozycji północnej gwiazdy polarnej ziemskiego nieba, był ok. 7 stopni od północnego bieguna niebieskiego. Ze względu na precesję osi Ziemi, Deneb ponownie stanie się gwiazdą polarną około roku 9800 naszej ery.

Jest to nadolbrzym należący do typu widmowego A2Ia. Jego temperatura to około 8500 K. Deneb należy do najdalej położonych gwiazd widocznych gołym okiem, choć jego odległość nie jest dobrze znana ze względu na znaczną niepewność pomiaru paralaksy przez sondę Hipparcos; ten pomiar sugeruje odległość ponad 1400 lat świetlnych od Słońca. Deneb należy jednak do asocjacji gwiazdowej Cygnus OB 7, a to wskazuje na znacznie większą odległość. Inne metoda określenia odległości, oparte na parametrach fizycznych gwiazdy, dają podobne odległości, pozwalając stwierdzić, że gwiazda jest oddalona o około 2600 lat świetlnych.

Gwiazda ta jest około 200 tysięcy razy jaśniejsza od Słońca. Jej promień szacuje się na około 200 słonecznych. Umieszczona w miejscu Słońca, wypełniłaby przestrzeń po orbitę Ziemi. Ma ona masę 19 ± 4 razy większą niż masa Słońca. Modele ewolucji gwiazd wskazują, że rozpoczęła życie jako gorąca, błękitna gwiazda typu widmowego O o masie 23 ± 2 M☉ (tak masywne gwiazdy tracą masę przez potężny wiatr gwiazdowy) i obecnie jest obserwowana w trakcie przemiany w czerwonego nadolbrzyma. Tak masywna gwiazda zakończy życie w eksplozji supernowej.

 

Fomalhaut, gwiazda z dyskiem pyłowym

Fomalhaut (Alfa Piscis Austrini, α PsA) – najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Ryby Południowej i jednocześnie jedna z najjaśniejszych gwiazd półkuli południowej. Jest osiemnastą co do jasności gwiazdą na nocnym niebie. Od Słońca dzieli ją 25 lat świetlnych. Krąży wokół niej dysk pyłowy; zaobserwowano także obiekt, który mógł być planetą, jednak w toku dalszych obserwacji uznano go raczej za pozostałość po kolizji mniejszych ciał.

Tradycyjna nazwa gwiazdy wywodzi się z języka arabskiego i jest znana co najmniej od 1340 roku. Wyrażenie fum al-ħūt, oznacza “paszczę wieloryba” lub “rybie usta”. Nazwa ta była zapisywana na ponad 30 różnych sposobów.

Fomalhaut ma jasność widomą 1,16m. Jest to gwiazda typu widmowego A3 Va[2]. W Polsce widoczna doskonale na przełomie lata i jesieni, góruje o północy w okolicach 15 września. Na szerokości geograficznej Warszawy widoczna jest na wysokości około ośmiu stopni nad horyzontem.

W roku 1983 teleskop podczerwieni IRAS wykazał, że gwiazda jest źródłem większej niż oczekiwano ilości promieniowania podczerwonego. Dalsze obserwacje ujawniły, że podczerwień jest emitowana przez zimny dysk otaczający Fomalhauta, zbudowany z cząstek lodowego pyłu. W odległości około 140 au wokół Fomalhaut wykryto pierścień orbitującej materii (porównywalny do Pasa Kuipera wokół Słońca, choć znacznie rozleglejszy), którego ostre krawędzie wskazują, że prawdopodobnie jest utrzymywany przez dwie planety. Jedna z nich krąży po wewnętrznej, a druga po zewnętrznej stronie dysku. Obserwacje sieci radioteleskopów ALMA ukazują, że szerokość tego pierścienia jest równa 16 au, a jego grubość to jedna siódma szerokości. Jest on więc węższy i cieńszy niż wcześniej sądzono.

Polluks – bliźniak na niebie

Polluks (Beta Geminorum, β Gem) – najjaśniejsza gwiazda konstelacji Bliźniąt, 17. pod względem jasności gwiazda nocnego nieba. Jest odległa od Słońca o 33,8 roku świetlnego.

Nazwy gwiazdozbioru i jego najjaśniejszych dwóch gwiazd pochodzą od Kastora i Polideukesa (Polluksa), bliźniaków w mitologii greckiej i rzymskiej, którzy są symbolem prawdziwej przyjaźni.

Polluks jest najbliższym Ziemi olbrzymem, należy do typu widmowego K0. Jego jasność (wliczając emisję w podczerwieni) jest 46 razy większa niż jasność Słońca, ma temperaturę około 4770 kelwinów, niższą niż temperatura fotosfery Słońca. Pomiary średnicy kątowej gwiazdy ukazały, że Polluks ma dziewięciokrotnie większy promień niż Słońce; masa tej gwiazdy to około 1,5 masy Słońca. Polluks jest na etapie ewolucji, w którym w jego jądrze trwa synteza helu w węgiel i tlen.

Spica – Panna z kłosem

Spica (Kłos, Alfa Virginis, α Vir) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Panny. Odległa od Słońca o około 250 lat świetlnych.

Tradycyjna nazwa gwiazdy, Spica, wywodzi się od łac. spīca virginis, co oznacza „kłos Panny” (zazwyczaj kłos pszenicy) i odnosi się do wyobrażenia postaci Panny z kłosem w dłoni.

Jest to jedna z najjaśniejszych gwiazd na nocnym niebie, o wielkości obserwowanej 0,97m. Jej wielkość absolutna to −3,43m. Obserwacje Spiki i Regulusa przyczyniły się do odkrycia zjawiska precesji. Starożytny grecki astronom Hipparchos z Nikei, porównując swoje obserwacje z dokonanymi 150 lat wcześniej przez Timocharisa z Aleksandrii, zauważył przesunięcie gwiazd na sferze niebieskiej.

Spica leży w pobliżu płaszczyzny ekliptyki i jest regularnie zasłaniana przez Księżyc.

Podwójność tej gwiazdy stwierdził w 1891 roku Hermann Karl Vogel. Gwiazda ma też dwóch optycznych towarzyszy, oznaczonych B i C, o wielkości obserwowanej 12 i 10,5m.

Spica wchodzi w skład asteryzmu zwanego Diamentem Panny.

Najlepsze wieczorne widoki tej gwiazdy rozpoczynają się od wiosny do późnego lata, kiedy gwiazda ta wieczorem przecina południowe niebo. W maju, wczesnym wieczorem Spica znajduje się na południowym wschodzie.

Istnieje niezawodny sposób na znalezienie Spici, używając Wielkiego Wozu jako przewodnika. Obserwatorzy gwiazd pamiętają taką sztuczkę z odnalezieniem gwiazdy: “Podążaj po łuku do Arcturusa i pędź do Spici”.

Antares, gwiazda “podobna” do Marsa

Antares (Alfa Scorpii, α Sco) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Skorpiona. Jest oddalona od Słońca o około 550 lat świetlnych.

Tradycyjna nazwa tej gwiazdy, Antares, pochodzi z języka greckiego, od określenia Ἀντάρης używanego przez Ptolemeusza. Prawdopodobnie wywodzi się ono od wyrażenia anti Ares, znaczącego “przeciwnik” lub “podobny do” Marsa (rzymski bóg Mars jest odpowiednikiem greckiego Aresa) i nawiązuje do czerwonego koloru gwiazd.

Antares znajduje się blisko ekliptyki i podlega zakryciom przez Księżyc. Może być także mylony z Marsem, wędrującym przez ten obszar nieba.

Antares jest nadolbrzymem o typie widmowym M1,5 Iab. Jest gwiazdą wolno zmienną nieregularną typu Lc, na niebie osiąga wielkość gwiazdową od 0,6 do 1,6m. Według pomiarów paralaksy, Antares znajduje się w odległości około 550 lat świetlnych od Słońca, chociaż odległość jest znana z dokładnością do 20%.

Alfa Scorpii jest gwiazdą podwójną. Nadolbrzymowi towarzyszy błękitna gwiazda ciągu głównego Alfa Scorpii B, należąca do typu widmowego B, o wielkości gwiazdowej 5,4m. Jej odległość kątowa od gwiazdy macierzystej ulega zmianie (od wartości 3,3 sekundy kątowej w roku 1854 do 2,86″ w 1990).

 

Aldebaran układ podwójny z planetą

Aldebaran (Alfa Tauri, α Tau) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Byka. Jest oddalona o około 67 lat świetlnych od Słońca. Jest to układ podwójny, wokół głównej gwiazdy krąży także planeta.

Tradycyjna nazwa tej gwiazdy, Aldebaran, wywodzi się od arabskiego “podążający” (za Plejadami). Dawniej odnosiła się do gromady Hiad, na tle której widoczna jest ta gwiazda.

Na niebie Aldebaran jest widoczny na tle gromady Hiad, jednak nie jest jej członkiem. Gwiazda znajduje się w połowie odległości tej gromady od Słońca. 11 marca 509 roku w Atenach zaobserwowano okultację Aldebarana. Angielski astronom Edmond Halley badał okres wystąpienia tego zdarzenia i w roku 1718 wywnioskował iż od tamtej pory Aldebaran zmienił swoją pozycję na niebie, przemieszczając się o kilka minut łuku na północ. Ta obserwacja – oraz badanie zmieniających się pozycji Syriusza i Arktura – doprowadziły do odkrycia zjawiska ruchu własnego. Na podstawie współczesnych obserwacji, pozycja gwiazdy w ciągu ostatnich 2000 lat zmieniła się o 7 minut łuku, co jest w przybliżeniu jedną czwartą średnicy tarczy Księżyca w pełni.

W 1993 pomiary prędkości ruchu Aldebarana, Arktura i Polluksa pokazały, że Aldebaran wykazuje długookresowe oscylacje prędkości radialnej, które mogły wskazywać na obecność towarzysza mniejszego niż gwiazda. Jednak badania wszystkich trzech olbrzymów wykazywały podobne oscylacje prowadzące do podobnych mas towarzyszy i autorzy uznali, że zmiany były prawdopodobnie spowodowane przez czynniki wewnętrzne, a nie grawitacyjny wpływ towarzysza, na co wskazywały także późniejsze obserwacje. Dopiero w 2015 udało się oddzielić sygnały powodowane przez wewnętrzną aktywność gwiazdy od wywołanego przez oddziaływanie towarzysza i potwierdzić istnienie planety Aldebaran b, będącej olbrzymem 6,5 razy masywniejszym od Jowisza, okrążającym Aldebarana co 1,7 roku ziemskiego w odległości około 1,5 au.

Acrux najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Krzyża Południa

Acrux (α Cru, Alfa Crucis) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Krzyża Południa (obserwowana wielkość gwiazdowa: 0,77m). Odległa od Słońca o około 316 lat świetlnych.

Nazwa własna gwiazdy, Acrux, pochodzi od jej oznaczenia Bayera (gr. Α+łac. Crux) i najprawdopodobniej została stworzona przez samego Bayera.

W 1685 roku jezuiccy misjonarze odkryli, że Acrux jest gwiazdą podwójną[6], której składniki znajdują się w odległości 4,2 sekundy kątowej (pomiar z 2016 r.). Składnik A (α¹ Crucis) ma obserwowaną wielkość gwiazdową 1,25m, a składnik B (α² Crucis) – 1,55m. Składnik A jest dodatkowo układem spektroskopowo podwójnym.

Z terenów Polski gwiazdy Acrux nie można obserwować, gdyż znajduje się ona zbyt daleko na południu.

Altair jeden z trzech wierzchołków trójkąta letniego

Altair (Alfa Aquilae, α Aql) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Orła, dwunasta pod względem jasności gwiazda nocnego nieba. Jest oddalona od Słońca o 16,7 roku świetlnego.

Tradycyjna nazwa tej gwiazdy, Altair, wywodzi się od arabskiego wyrażenia Al Naṣr al Ṭāïr, znaczącego “lecący orzeł”.

Altair tworzy jeden z trzech wierzchołków charakterystycznego asteryzmu trójkąta letniego, w Polsce najlepiej widocznego wiosną i latem; pozostałe wierzchołki to Wega i Deneb.

Ze względu na bliskość, Altair był jedną z pierwszych gwiazd (a pierwszą typu słonecznego), których tarcze udało się bezpośrednio zaobserwować; dokonano tego w 2006 roku (wyniki badań opublikowano w 2007) za pomocą czterech teleskopów wchodzących w skład interferometru CHARA Array w Mount Wilson Observatory. Obserwacje te potwierdziły przewidziany wcześniej teoretycznie efekt tzw. „grawitacyjnego pociemnienia” – obecność ciemniejszego (czyli chłodniejszego) pasa w okolicach równika gwiazdy, które jest wynikiem spłaszczenia otoczki gwiazdy wskutek obrotu.

Altair ma sześciu optycznych kompanów oznaczonych literami B–G, o wielkości gwiazdowej 10,3 – 13m, odległych o 26,8–292,4″ (pomiary z 2015 r.). Gwiazdę wyróżnia jednak odmienny, szybki ruch własny – przemieszcza się ona na niebie o stopień w czasie około 5000 lat.

Jest to biała gwiazda ciągu głównego, należąca do typu widmowego A. Jest około 10,6 razy jaśniejsza od Słońca, a średnica 1,8 razy większa niż Słońca.

Hadar, potrójny wskaźnik południa

Hadar (Beta Centauri, β Cen) – druga co do jasności gwiazda w gwiazdozbiorze Centaura, jedenasta co do jasności gwiazda nocnego nieba (obserwowana wielkość gwiazdowa: 0,61m). Odległa od Słońca o około 390 lat świetlnych. Jej wielkość absolutna to −4,78m.

Tradycyjna nazwa Hadar wywodzi się od arabskiego “ziemia”.

Hadar to druga co do jasności gwiazda w gwiazdozbiorze Centaura i jedna z najjaśniejszych gwiazd nocnego nieba. Alfa i Beta Centauri są nazywane „wskaźnikami południa”, bo pomagają znaleźć na niebie pozbawiony jasnych gwiazd południowy biegun niebieski. Znajduje się on blisko punktu przecięcia prostej prostopadłej do linii łączącej te gwiazdy i linii będącej przedłużeniem dłuższej „poprzeczki” Krzyża Południa. Co więcej, biegun południowy znajduje się bardzo blisko połowy wyimaginowanego odcinka łączącego na niebie Hadar i Achernara, inną jasną gwiazdę południowego nieba.

Hadar jest gwiazdą potrójną.

Składnik A to ciasny układ spektroskopowo podwójny, składający się z dwóch gwiazd należących do typu widmowego B1, obiegających wspólny środek masy układu po mocno wydłużonych orbitach; jeden pełny obieg zajmuje im 357 dni. Temperatura tych gwiazd jest rzędu 25 000 K, ich promienie są równe około 9 promieni Słońca, a masa każdej z nich jest ok. 14,7 razy większa od słonecznej (według innej pracy, zakładającej odległość 352 lat świetlnych od układu, masy tych gwiazd wynoszą odpowiednio 10,7 ± 0,1 M☉ i 10,3 ± 0,1 M☉. Jedna z tych gwiazd, a być może nawet obie, jest gwiazdą zmienną typu Beta Cephei. Są sklasyfikowane jako olbrzymy, ale prawdopodobnie są to wciąż gwiazdy ciągu głównego, które dopiero staną się czerwonymi olbrzymami; ich późniejszy los zależy od rzeczywistej masy, obecne oszacowania wskazują, że obie gwiazdy zakończą życie w eksplozji supernowej, lecz jeśli masy byłyby dostatecznie małe (bliżej 8 mas Słońca), mogą stać się masywnymi białymi karłami.

Wokół tego układu podwójnego w odległości co najmniej 120 au krąży składnik B, a obieg wokół centralnej pary zajmuje mu co najmniej 225 lat. Jest on gwiazdą typu widmowego B o wielkości gwiazdowej 3,95m. Na niebie dzieli go od centralnej pary odległość 0,4 sekundy kątowej (pomiar z 2014 roku).

Z terenów Polski nie można obserwować tej gwiazdy, należy do obiektów widocznych jedynie z południowej półkuli.