Algol (gwiazda)

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Algol
β Persei
Pozycja gwiazdy Algol
Pozycja gwiazdy Algol
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Perseusz
Rektascensja 03h 08m 10,132s[1]
Deklinacja +40° 57' 20,33"[1]
Odległość 93 ly
28,5 pc
Wielkość obserwowana max 2,12m
Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy gwiazda zmienna typu β Persei
Typ widmowy B8 V[1] / K0 III
Wielkość absolutna max -0,18m
Alternatywne oznaczenia
Oznaczenie Flamsteeda: 26 Per
Bonner Durchmusterung: BD +40°673
Fundamentalny katalog gwiazd: FK5 111
Boss General Catalogue: GC 3733
Katalog Gliesego: GJ 9110
Katalog Henry'ego Drapera: HD 19356
Katalog Hipparcosa: HIP 14576
Katalog Jasnych Gwiazd: HR 936
SAO Star Catalog: SAO 38592

Algol (beta Persei, β Per) – gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Perseusza, której zmiany jasności odkrył John Goodricke w 1783. Nazwa pochodzi od arabskiego Al Ra's al Ghul, czyli „Głowa Demona”. W kulturze hebrajskiej gwiazda nosiła nazwę Głowa Diabła. Nazwy te wiązały się z bardzo widoczną zmianą jasności.[2].

Algol jest układem zaćmieniowym o okresie orbitalnym równym 2,8674 doby (2 dni 20 godzin 49 minut). Zmiany jasności zawierają się w przedziale od 2,12 do 3,29m. Są one wynikiem przesłaniania jaśniejszego składnika tej gwiazdy podwójnej przez towarzysza, w trakcie obiegania wspólnego środka masy. Układ zaćmieniowy składa się z gorącej gwiazdy ciągu głównego typu widmowego B8 oraz mniej masywnego olbrzyma typu K0.

Od Algola wzięła nazwę cała grupa gwiazd zmiennych typu Algola.

Układ Algola[edytuj | edytuj kod]

Obraz układu potrójnego Algola, uzyskany za pomocą interferometru
Animacja ruchu gwiazd A i B, obraz uzyskany dzięki interferometrii

Płaszczyzna orbity układu A-B znajduje się niemal na naszej linii widzenia, wskutek czego regularne zaćmienia mają miejsce, gdy przesłaniany jest składnik A. Jego jasność absolutna jest prawie 100 razy większa od jasności Słońca. Zaćmienia składnika B są dużo słabsze, jest to gwiazda o jasności jedynie 3,5 razy większej od jasności Słońca. Układ Algola jest pierwszym znany układem spektroskopowo podwójnym. Znalezione w roku 1889 przez Hermanna Vogla przesunięcia dopplerowskie linii widmowych posłużyły do wyznaczenia krzywych prędkości radialnych.

Paradoks Algola polega na tym, że jaśniejszy i bardziej masywny składnik A jest gwiazdą ciągu głównego, natomiast składnik B, mniej masywny, jest podolbrzymem, czyli gwiazdą na późniejszym etapie ewolucyjnym. Zjawisko to można wyjaśnić procesem wymiany masy, który miał miejsce w przeszłości. Gdy składnik B osiągnął znaczne rozmiary i wypełnił swoją powierzchnię Roche’a, przekazał część materii towarzyszowi.

Algol jest w istocie układem potrójnym. Separacja pary zaćmieniowej A-B wynosi 0,062 j.a., natomiast trzeci składnik, odkryty w roku 1957 przez Struve'go i Sahade, obiega tę parę w średniej odległości 2,69 j.a. z okresem 681 dni. Istnienie tego składnika było podejrzewane już wcześniej, a potwierdziły go obserwacje spektroskopowe, zaś orbita została wyznaczona w latach 90. XX wieku za pomocą interferometrii optycznej[3]. Całkowita masa gwiazd układu wynosi około 5,8 masy Słońca, zaś masy składników A, B i C są w stosunku do siebie, odpowiednio, 4,5 : 1 : 2.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. 1,0 1,1 1,2 Algol (gwiazda) w bazie SIMBAD (ang.)
  2. Tomasz Szymański: Wędrówki po nocnym niebie. Konstelacja Perseusza.. Poznań: Oxford Educational Sp. z o.o., s. 20-23, seria: Kosmos. Tajemnice Wszechświata. ISBN 978-83-252-1358-9.
  3. Pan Xiaopei, M. Shao, M. M. Colavita. High angular resolution measurements of Algol. „The Astrophysical Journal”. 413 (2), s. L129–L131, 1993 (ang.). 

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]