Aldebaran

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy gwiazdy. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa.
Aldebaran A/B
α Tauri1,2
Aldebaran na tle Hiad (duży czerwonawy punkt po lewej stronie)
Aldebaran na tle Hiad (duży czerwonawy punkt po lewej stronie)
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Byk
Rektascensja 04h 35m 55,239s[1]
Deklinacja +16° 30' 33,49"[1]
Odległość 66,6 ly
20,43 pc[2]
Wielkość obserwowana 0,87[2] / 13,6m
Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy czerwony olbrzym / karzeł
Typ widmowy K5III[1][2] / M2V
Wielkość absolutna -0,68[2] / 11,98m
Alternatywne oznaczenia

Aldebaran (arab. الدبران, α Tauri, alfa Tauri, „Oko Byka”) – gwiazda podwójna, najjaśniejsza gwiazda gwiazdozbioru Byka (+0,85m). Gwiazda oddalona jest o ok. 66,6 roku świetlnego od Ziemi (według najnowszej redukcji pomiarów satelity Hipparcos).

Na niebie Aldebaran jest widoczny na tle gromady Hiad; znajduje się w połowie odległości tej gromady od Słońca.

Porównanie wielkości Aldebarana A i Słońca

Właściwości fizyczne[edytuj | edytuj kod]

  • Aldebaran A to czerwony olbrzym, typu widmowego K5III, o barwie pomarańczowej. Masa tej gwiazdy jest 1,7 raza większa od masy Słońca, a temperatura jej powierzchni szacowana jest na 4010 K[3]. Według pomiarów satelity Hipparcos gwiazda odległa jest o 66,6 lat świetlnych (20,43 pc[2]) i świeci 425 razy jaśniej niż Słońce, z czego można wyliczyć, że jej promień wynosi 43 R[3]. Bezpośrednie pomiary średnicy kątowej gwiazdy dały rezultat 0,01996", co przy uwzględnieniu odległości odpowiada promieniowi 44 R[3].
  • Aldebaran B to karzeł typu widmowego M2V. Jest małą gwiazdą, której rozmiary to zaledwie 0,04 promienia Słońca. Masa jej to ok. 15% masy naszej Dziennej Gwiazdy, świeci ona z jasnością 0,00014 jasności Słońca i ma temperaturę powierzchniową sięgającą 3050 K.

Wizualnie Aldebaran stanowi gwiazdę sześciokrotną (składniki A-F)[4]. Główny składnik A i składnik B mogą być fizycznie związane, ale ze względu na duże niepewności pomiaru nie jest to pewne[5]. Składniki C i D tworzą znany układ podwójny Alfa Tauri CD i okrążają się nawzajem, ale znajdują się daleko za Aldebaranem A, należą do gromady Hiad i, jak cała ta gromada, nie oddziałują z nim[6].

Hipoteza o istnieniu układu planetarnego[edytuj | edytuj kod]

W 1993 pomiary prędkości kątowych Aldebarana, Arktura i Polluksa pokazały, że Aldebaran wykazuje długookresowe oscylacje prędkości radialnej, które mogłyby zostać zinterpretowane jako wskazujące na obecność towarzysza mniejszego niż gwiazda. Pomiary dla Aldebarana wskazują na towarzysza o masie co najmniej 11,4 raza większej niż Jowisz, o okresie 643 dni, odległego o 2,0 j.a. na lekko ekscentrycznej orbicie. Jednak badania wszystkich trzech gwiazd wykazywały podobne oscylacje prowadzące do podobnych mas towarzyszy i autorzy stwierdzili, że zmiany były prawdopodobnie spowodowane przez czynniki wewnątrzgwiazdowe, a nie grawitacyjny wpływ towarzysza[7]. Późniejsze obserwacje nie potwierdziły istnienia żadnego towarzysza mniejszego niż gwiazda[8].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. 1,0 1,1 1,2 Aldebaran w bazie SIMBAD (ang.)
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 Anderson E., Francis C.: HIP 21421 (ang.). W: Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2014-10-21].
  3. 3,0 3,1 3,2 Jim Kaler: ALDEBARAN (Alpha Tauri) (ang.). W: STARS [on-line]. 2009-05-22. [dostęp 2014-10-21].
  4. VizieR Detailed Page CCDM===04359+1631 (ang.). W: VizieR [on-line]. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. [dostęp 2009-12-30].
  5. Poveda, A.; Herrera, M. A.; Allen, C.; Cordero, G.; Lavalley, C.. Statistical studies of visual double and multiple stars. II. A catalogue of nearby wide binary and multiple systems. „Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica”. 28 (1), s. 43–89, kwiecień 1994. Bibcode1994RMxAA..28...43P (ang.). 
  6. Griffin, R. F.. Alpha Tauri CD – A well-known Hyades binary. „Astronomical Society of the Pacific, Publications (ISSN 0004-6280)”. 97, s. 858–859, wrzesień 1985. doi:10.1086/131616. Bibcode1985PASP...97..858G (ang.). 
  7. Hatzes, A., Cochran, W.. Long-period radial velocity variations in three K giants. „The Astrophysical Journal”. 413 (1), s. 339–348, 1993. doi:10.1086/173002. Bibcode1993ApJ...413..339H (ang.). 
  8. Hatzes, A., Cochran, W.. On the nature of the radial velocity variability of Aldebaran – A search for spectral line bisector variations. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 293 (4), s. 469–478, 1998. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01186.x. Bibcode1998MNRAS.293..469H (ang.).  arXiv:astro-ph/9712312 (ang.)

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]