Algol

2007 Szkoły Wybór Wikipedii. Powiązane tematy: Kosmos (astronomia)

Beta Persei A/B/C

Położenie Algola.
Dane obserwacyjne Epoka J2000
Konstelacja	Perseusz
Wznoszenie proste	03h 08m 10.1315s
deklinacja	+40° 57′ 20.332″
Magnitudo pozorne (V)	2.12
Charakterystyka
Typ widmowy	B8V/K02IV/A5V
Wskaźnik barwy B-V	-0.05
Indeks kolorów U-B	-0.37
Typ zmiennej	Bliźnięta zaćmieniowe
Astrometria
Prędkość radialna (Rv)	3.7 km/s
Ruch właściwy (μ)	RA: 2.39 mas/r Dec.: -1.44 mas/r
Paralaksa (π)	35.14 ± 0.90 mas
Odległość	93 ± 2 ly (28.5 ± 0.7 pc)
Magnitudo bezwzględne (MV)	-0.15
Detale
Masa	3,59/0,79/1,67 M☉
Promień	2,3/3,0/0.9 R☉
Luminosity	98/3.4/4.1 L☉
Temperatura	12,000/4,500/8,500 K
Metaliczność	Brak danych
Rotacja	65 km/s.
Wiek	< 3 × 108 lat
Inne oznaczenia
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) to jasna gwiazda w gwiazdozbiorze Perseusza. Jest to jedna z najbardziej znanych zaćmieniowych gwiazd podwójnych, pierwsza taka gwiazda, która została odkryta, a także jedna z pierwszych (nie-nowotworowych) gwiazd zmiennych, które zostały odkryte. Magnitudo Algola zmienia się regularnie od 2,1 do 3,4 w ciągu 2 dni, 20 godzin i 49 minut.

Historia

Nazwa Algol oznacza „demoniczną gwiazdę” (z arabskiego الغول al-ghūl, „upiór”), która prawdopodobnie została nadana z powodu jej osobliwego zachowania. W gwiazdozbiorze Perseusza reprezentuje oko Gorgony Meduzy.

W języku chińskim znana jest jako 大陵五 (Piąta Gwiazda Mauzoleum).

Astrologicznie Algol uważany jest za najbardziej nieszczęśliwą gwiazdę na niebie. W średniowieczu był jedną z 15 gwiazd Behenianu, kojarzoną z diamentem i ciemiernikiem, i oznaczaną kabalistycznym znakiem .

Zmienność Algola została po raz pierwszy odnotowana w 1667 roku przez Geminiano Montanari, ale jest prawdopodobne, że właściwość ta została zauważona na długo przed tym czasem. Pierwszą osobą, która zaproponowała mechanizm zmienności tej gwiazdy był brytyjski astronom amator John Goodricke. W maju 1783 roku przedstawił on swoje odkrycia Royal Society, sugerując, że okresowa zmienność jest spowodowana przez ciemne ciało przechodzące przed gwiazdą (lub że sama gwiazda ma ciemniejszy obszar, który jest okresowo zwrócony w kierunku Ziemi). Za swój raport otrzymał Medal Copley’a.

W 1881 roku astronom z Harvardu Edward Pickering przedstawił dowody na to, że Algol jest w rzeczywistości zaćmieniową gwiazdą podwójną. Zostało to potwierdzone kilka lat później, w 1889 roku, gdy poczdamski astronom Hermann Vogel znalazł okresowe przesunięcia dopplerowskie w widmie Algola, wnioskując o zmianach prędkości radialnej tego układu podwójnego. W ten sposób Algol stał się jednym z pierwszych znanych spektroskopowych układów podwójnych.

Układ gwiazdowy

Jako zaćmieniowy układ podwójny, to w rzeczywistości dwie gwiazdy na bliskiej orbicie wokół siebie. Ponieważ płaszczyzna orbity przypadkowo zawiera linię wzroku Ziemi, ciemniejsza gwiazda (Algol B) przechodzi przed jaśniejszą gwiazdą (Algol A) raz na orbitę, a ilość światła docierającego do Ziemi jest tymczasowo zmniejszona. Tak się jednak składa, że Algol jest układem potrójnym: zaćmiewającą parę podwójną dzieli zaledwie 0,062 AU, podczas gdy trzecia gwiazda (Algol C) znajduje się w średniej odległości 2,69 AU od pary, a wzajemny okres orbitalny wynosi 681 dni (1,86 roku). Całkowita masa układu wynosi około 5,8 mas Słońca, a stosunki mas A, B i C wynoszą około 4,5 : 1 : 2.

Badania Algola doprowadziły do paradoksu Algola w teorii ewolucji gwiazd: mimo że składniki gwiazdy podwójnej tworzą się w tym samym czasie, a gwiazdy masywne ewoluują znacznie szybciej niż mniej masywne, zaobserwowano, że masywniejszy składnik Algol A jest wciąż w ciągu głównym, podczas gdy mniej masywny Algol B jest gwiazdą typu subgigant na późniejszym etapie ewolucji. Paradoks ten może być rozwiązany przez transfer masy: kiedy masywniejsza gwiazda stała się subgigantem, wypełniła swój płat Roche’a, a większość masy została przeniesiona do drugiej gwiazdy, która wciąż jest w ciągu głównym. W niektórych układach podwójnych podobnych do Algola można faktycznie zaobserwować przepływ gazu.

Układ ten wykazuje również zmienną aktywność w postaci rozbłysków rentgenowskich i radiowych. Uważa się, że te pierwsze są powodowane przez pola magnetyczne składników AB oddziałujące z transferem masy. Emisje radiowe mogą być tworzone przez cykle magnetyczne podobne do plam słonecznych, ale ponieważ pola magnetyczne wokół tych gwiazd są do dziesięciu razy silniejsze niż pole magnetyczne Słońca, te rozbłyski radiowe są potężniejsze i bardziej długotrwałe.

Algol znajduje się 92,8 lat świetlnych od Ziemi; jednak około 7,3 miliona lat temu przeszedł w odległości 9,8 lat świetlnych, a jego magnitudo pozorne wynosiło około -2,5, znacznie jaśniejsze niż dzisiejszy Syriusz. Ponieważ całkowita masa układu wynosi 5,8 masy Słońca, i pomimo dość dużej odległości przy najbliższym zbliżeniu, mogło to wystarczyć do lekkiego zaburzenia obłoku Oorta Układu Słonecznego i zwiększenia liczby komet wchodzących do wewnętrznego Układu Słonecznego. Jednak uważa się, że rzeczywisty wzrost współczynnika kraterowania netto był dość niewielki.