Algol

2007 Schools Wikipedia Selection. Relaterede emner: Rummet (Astronomi)

Beta Persei A/B/C

Algols position.
Observationsdata Epokal J2000
Stjernebillede	Perseus
Højre ascension		03h 08m 10.1315s
Deklination	+40° 57′ 20.332″
Tilsynlig størrelse (V)	2.12
Karakteristika
Spektraltype	B8V/K02IV/A5V
B-V farveindeks	-0.05
	U-B farveindeks	-0,37
Variabel type	Formørkelsesbinær
Astrometri
Radialhastighed (Rv)	3.7 km/s
Proper motion (μ)	RA: 2.39 mas/år Dec.: -1.44 mas/ år
Parallakse (π)	35.14 ± 0.90 mas
Afstand	93 ± 2 ly (28.5 ± 0,7 pc)
Absolut magnitude (MV)	-0.15
Detaljer
Masse	3,59/0,79/1,67 M☉
Radius	2,3/3,0/0.9 R☉
Lysstyrke		98/3,4/4.1 L☉
Temperatur		12.000/4.500/8.500 K
Metallicitet	Ikke tilgængelig
Rotation	65 km/s.
Alder	< 3 × 108 år
Andre betegnelser
Algol, Gorgona, Gorgonea Prima, Demon Star, El Ghoul, 26 Per, GJ 9110, HR 936, BD +40°673, HD 19356, GCTP 646.00, SAO 38592, FK5 111, Wo 9110, ADS 2362, WDS 03082+4057A, HIP 14576.

Algol (β Per / Beta Persei) er en lysende stjerne i stjernebilledet Perseus. Den er en af de bedst kendte formørkelsesbinære stjerner, den første stjerne af denne type, der blev opdaget, og også en af de første (ikke-nova) variable stjerner, der blev opdaget. Algols magnitude skifter regelmæssigt mellem 2,1 og 3,4 over en periode på 2 dage, 20 timer og 49 minutter.

Historie

Navnet Algol betyder “dæmonstjerne” (fra arabisk الغول al-ghūl, “spøgelset”), hvilket sandsynligvis blev givet på grund af dens ejendommelige adfærd. I stjernebilledet Perseus repræsenterer den øjet af gorgonen Medusa.

Den er kendt som 大陵五 (den femte stjerne i mausoleet) på kinesisk.

Astrologisk set anses Algol for at være den mest uheldige stjerne på himlen. I middelalderen var den en af de 15 beheniske stjerner, forbundet med diamanten og nyserodet og markeret med det kabbalistiske tegn .

Algols foranderlighed blev første gang registreret i 1667 af Geminiano Montanari, men det er sandsynligt, at denne egenskab blev bemærket længe før dette tidspunkt. Den første person, der foreslog en mekanisme for denne stjernes variabilitet, var den britiske amatørastronom John Goodricke. I maj 1783 fremlagde han sine resultater for Royal Society og foreslog, at den periodiske variabilitet skyldtes et mørkt legeme, der passerer foran stjernen (eller at stjernen selv har et mørkere område, der periodisk er vendt mod Jorden). For sin rapport blev han tildelt Copley-medaljen.

I 1881 fremlagde Harvard-astronomen Edward Pickering beviser for, at Algol faktisk var en formørkende binærstjerne. Dette blev bekræftet nogle få år senere, i 1889, da Potsdam-astronomen Hermann Vogel fandt periodiske dopplerforskydninger i Algols spektrum, hvilket udledte variationer i dette binære systems radialhastighed. Algol blev således en af de første kendte spektroskopiske dobbeltstjerner.

Stjernesystem

Som en formørkende dobbeltstjerne er det faktisk to stjerner i tæt kredsløb om hinanden. Fordi baneplanet tilfældigvis indeholder Jordens sigtelinje, passerer den svagere stjerne (Algol B) foran den lysere stjerne (Algol A) én gang pr. bane, og mængden af lys, der når Jorden, bliver midlertidigt nedsat. For at være mere præcis er Algol imidlertid tilfældigvis et tredobbelt stjernesystem: Det formørkende binære par er kun adskilt af 0,062 AU, mens den tredje stjerne (Algol C) befinder sig i en gennemsnitlig afstand på 2,69 AU fra parret, og den gensidige omløbstid er 681 dage (1,86 år). Systemets samlede masse er ca. 5,8 solmasser, og masseforholdet mellem A, B og C er ca. 4,5 : 1 : 2.

Undersøgelser af Algol førte til Algol-paradokset i teorien om stjernernes udvikling: Selv om komponenterne i en dobbeltstjerne dannes på samme tid, og massive stjerner udvikler sig meget hurtigere end de mindre massive, blev det observeret, at den mere massive komponent Algol A stadig er i hovedrækken, mens den mindre massive Algol B er en undergigantstjerne på et senere udviklingsstadium. Paradokset kan løses ved masseoverførsel: Da den mere massive stjerne blev en undergigant, fyldte den sin Roche-lob, og det meste af massen blev overført til den anden stjerne, som stadig befinder sig i hovedrækkefølgen. I nogle binære stjerner, der ligner Algol, kan man faktisk se en gasstrøm.

Dette system udviser også variabel aktivitet i form af røntgen- og radioudbrud. Førstnævnte menes at være forårsaget af de magnetiske felter i AB-komponenterne, der interagerer med masseoverførslen. Radioemissionerne kan være skabt af magnetiske cyklusser svarende til solpletter, men da magnetfelterne omkring disse stjerner er op til ti gange stærkere end Solens, er disse radioudbrud kraftigere og længerevarende.

Algol er 92,8 lysår fra Jorden; men for ca. 7,3 millioner år siden passerede den inden for 9,8 lysår, og dens tilsyneladende magnitude var ca. -2,5, hvilket var betydeligt lysere end Sirius er i dag. Da systemets samlede masse er 5,8 solmasser, og på trods af den ret store afstand ved den nærmeste nærhed, kan dette have været nok til at forstyrre solsystemets Oortsky en smule og øge antallet af kometer, der kommer ind i det indre solsystem. Den faktiske stigning i nettokraterhastigheden menes dog at have været ret lille.