2007 Schools Wikipedia Selection. Aiheeseen liittyvät aiheet:
 Algolin sijainti. |
|
| Havaintotiedot Epokki J2000 |
|
|---|---|
| Tähtikuvio | Perseus |
| Oikea nousu | 03h 08m 10.1315s |
| Deklinaatio | +40° 57′ 20.332″ |
| Näennäinen magnitudi (V) | 2.12 |
| Ominaisuudet | |
| Spektrityyppi | B8V/K02IV/A5V |
| B-V väri-indeksi | -0.05 |
| U-B väri-indeksi | -0.37 |
| Muuttuva tyyppi | Pimenevä kaksoissähkönen |
| Astrometria | |
| -0.37 | |
| Muuttuvuustyyppi | Pimenevä kaksoissähkönen |
| Astro- ja tähtikuva | |
| Oikaisuliike (μ) | RA: 2.39 mas/ v Dec.: -1.44 mas/ yr |
| Parallaksi (π) | 35.14 ± 0.90 mas |
| Etäisyys | 93 ± 2 ly (28.5 ± 0.7 pc) |
| Absoluuttinen magnitudi (MV) | -0.15 |
| Tiedot | |
| Massa | 3.59/0.79/1.67 M☉ |
| Säde | 2.3/3.0/0.9 R☉ |
| Valovoima | 98/3.4/4.1 L☉ |
| Lämpötila | 12,000/4,500/8,500 K |
| Metallipitoisuus | Ei saatavilla |
| Pyörimisnopeus | 65 km/s. |
| Ikä | < 3 × 108 vuotta |
| Muut nimitykset | |
|
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) on kirkas tähti Perseuksen tähdistössä. Se on yksi tunnetuimmista pimenevistä kaksoistähdistä, ensimmäinen sellainen tähti, joka löydettiin, ja myös yksi ensimmäisistä (ei-nova) muuttuvista tähdistä, jotka löydettiin. Algolin magnitudi vaihtelee säännöllisesti 2,1:n ja 3,4:n välillä 2 päivän, 20 tunnin ja 49 minuutin aikana.
Historia
Nimi Algol tarkoittaa ”demonitähteä” (arabian kielestä الغول al-ghūl, ”haamu”), joka on luultavasti annettu sen erikoisen käyttäytymisen vuoksi. Perseuksen tähdistössä se edustaa Meduusan gorgonan silmää.
Kiinaksi se tunnetaan nimellä 大陵五 (mausoleumin viides tähti).
Astrologisesti Algolia pidetään taivaan onnettomimpana tähtenä. Keskiajalla se oli yksi 15 beheniläisestä tähdestä, joka yhdistettiin timanttiin ja helleboreen ja merkittiin kabbalistisella merkillä 
.
Algolin muuttuvuuden kirjasi ensimmäisen kerran Geminiano Montanari vuonna 1667, mutta on todennäköistä, että tämä ominaisuus oli huomattu jo kauan ennen tätä. Ensimmäinen henkilö, joka ehdotti mekanismia tämän tähden vaihtelevuudelle, oli brittiläinen amatööriastronomi John Goodricke. Toukokuussa 1783 hän esitteli havaintonsa Royal Societylle ja ehdotti, että jaksoittainen vaihtelu johtui tähden edessä kulkevasta tummasta kappaleesta (tai että tähdessä itsessään on tummempi alue, joka kääntyy jaksoittain Maata kohti). Raportistaan hänelle myönnettiin Copley-mitali.
Vuonna 1881 Harvardin tähtitieteilijä Edward Pickering esitti todisteita siitä, että Algol oli itse asiassa pimenevä kaksoistähti. Tämä vahvistui muutamaa vuotta myöhemmin, vuonna 1889, kun Potsdamin tähtitieteilijä Hermann Vogel havaitsi Algolin spektrissä jaksottaisia Doppler-siirtymiä, jotka johtivat tämän kaksoissysteemin radiaalinopeuden vaihteluihin. Näin Algolista tuli yksi ensimmäisistä tunnetuista spektroskooppisista kaksoistähdistä.
Tähtijärjestelmä
Pimenevänä kaksoistähtenä se on itse asiassa kaksi tähteä, jotka kiertävät toisiaan tiiviisti. Koska kiertoradan tasossa on sattumalta Maan näköyhteys, himmeämpi tähti (Algol B) kulkee kerran kiertoradalla kirkkaamman tähden (Algol A) edestä, ja Maahan saapuvan valon määrä vähenee tilapäisesti. Tarkemmin sanottuna Algol sattuu kuitenkin olemaan kolmoistähtijärjestelmä: pimenevää kaksoistähtiparia erottaa toisistaan vain 0,062 AU, kun taas kolmas tähti (Algol C) on keskimäärin 2,69 AU:n etäisyydellä parista, ja molemminpuolinen kiertoaika on 681 vuorokautta (1,86 vuotta). Järjestelmän kokonaismassa on noin 5,8 auringon massaa, ja A:n, B:n ja C:n massasuhteet ovat noin 4,5 : 1 : 2.
| Komponentit | Semimajor-akseli | Elliptisyys | Jakso | Kallistus |
|---|---|---|---|---|
| A-B | 0.00218″ | 0.00 | 2.87 päivää | 97.69° |
| (AB)-C | 0.09461″ | 0.225 | 680.05 päivää | 83.98° |
Algolia koskevat tutkimukset johtivat Algol-paradoksiin tähtien evoluutioteoriassa: vaikka kaksoistähden komponentit muodostuvat samaan aikaan ja massiiviset tähdet kehittyvät paljon nopeammin kuin vähemmän massiiviset, havaittiin, että massiivisempi komponentti Algol A on vielä pääjaksossa, kun taas vähemmän massiivinen Algol B on myöhemmässä kehitysvaiheessa oleva alijättiläistähti. Paradoksi voidaan ratkaista massansiirrolla: kun massiivisemmasta tähdestä tuli alijättiläinen, se täytti Roche-lohkonsa, ja suurin osa massasta siirtyi toiseen tähteen, joka on edelleen pääjaksossa. Joissakin Algolin kaltaisissa kaksoistähdissä voidaan itse asiassa nähdä kaasuvirtaus.
Tässä järjestelmässä on myös muuttuvaa aktiivisuutta röntgen- ja radiopurkausten muodossa. Edellisen uskotaan johtuvan AB-komponenttien magneettikenttien vuorovaikutuksesta massansiirron kanssa. Radiopäästöt saattavat syntyä auringonpilkkujen kaltaisista magneettisista sykleistä, mutta koska näiden tähtien ympärillä olevat magneettikentät ovat jopa kymmenen kertaa voimakkaampia kuin Auringon magneettikentät, nämä radiopurkaukset ovat voimakkaampia ja pitkäkestoisempia.
Algol on 92,8 valovuoden etäisyydellä Maasta, mutta noin 7,3 miljoonaa vuotta sitten se ohitti sen 9,8 valovuoden etäisyydeltä, ja sen näennäinen magnitudi oli suunnilleen -2,5, eli se oli huomattavan paljon kirkkaampi kuin nykyisin Sirius on. Koska järjestelmän kokonaismassa on 5,8 Auringon massaa, ja huolimatta melko suuresta etäisyydestä lähimmän lähestymisen aikana, tämä on saattanut riittää häiritsemään hieman aurinkokunnan Oortin pilveä ja lisäämään komeettojen saapumista sisäiseen aurinkokuntaan. Todellisen nettokromahdusnopeuden kasvun uskotaan kuitenkin olleen melko pientä.