Algol - gwiazda - Polski Serwis Naukowy

Współrzędne: 030802,00; +40°57'00,00"

Algol (β Per) – gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Perseusza, której zmiany jasności odkrył Goodrick w 1783. Nazwa pochodzi od arabskiego Al Ra's al Ghul, czyli Głowa Diabła.

Algol jest układem zaćmieniowym o okresie orbitalnym równym 2,87 doby. Zmiany jasności zawierają się w przedziale od 2,12 do 3,29. 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.

Absolutna wielkość gwiazdowa jest to obserwowana wielkość gwiazdowa (a zatem wyrażona w magnitudo), jaką miałby obiekt oglądany z pewnej ustalonej odległości, przy braku pochłaniania światła w przestrzeni międzygwiezdnej. W przypadku obiektów poza Układem Słonecznym przyjęto jako odległość odniesienia 10 parseków. Zależność pomiędzy wielkością obserwowaną, a absolutną można wyrazić za pomocą wzoru:

Gwiazda zmienna – gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.

Od Algola wzięła nazwę cała grupa gwiazd zmiennych typu Algola.

Układ Algola

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 H. Vogla przesunięcia dopplerowskie linii widmowych posłużyły do wyznaczenia krzywych prędkości radialnych.

Gwiazda zmienna zaćmieniowa – gwiazda, która obserwowana na ziemskim niebie wykazuje zmiany w swojej jasności. Zmienność gwiazd tego typu wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają. To wzajemnie zakrywanie się składników jest powodem zmiany jasności widomej.

Gwiazdy typu Algola (znane również jako gwiazdy typu Beta Persei) to grupa gwiazd zmiennych zaćmieniowych, która swoją nazwę wzięła od Algola w gwiazdozbiorze Perseusza (β Per).

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.

Układ współrzędnych astronomicznych – sferyczny układ współrzędnych stosowanym w astronomii. Umożliwia on jednoznaczne określenie położenia jakiegoś obiektu na sferze niebieskiej przez podanie jego współrzędnych. Zdefiniowanie układu sprowadza się do ustalenia podstawowego koła wielkiego oraz ustalenia punktu na tym kole, od którego liczy się pierwszą współrzędną. Oś układu (tj. prosta prostopadła do koła podstawowego) przecina sferę niebieską w punktach nazwanych biegunami, natomiast południk przechodzący przez punkt początkowy jest nazwany południkiem początkowym.

Gwiazda spektroskopowo podwójna – układ podwójny gwiazd, którego składników nie można rozdzielić optycznie, nawet za pomocą teleskopów o najwyższej zdolności rozdzielczej. O obecności kilku składników w tych układach świadczy dopplerowskie przesunięcie linii w ich widmach, spowodowane ruchem orbitalnym. Obserwacyjnie układy spektroskopowo podwójne dzieli się na typ SB2, gdy w widmach widać linie obydwu składników, oraz typ SB1, gdy widać tylko linie jednego (jaśniejszego) składnika.

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. Istenienie tego składnika było podejrzewane już wcześniej, a potwierdziły go obserwacje spektroskopowe, zaś orbita została wyznaczona w latach 1990-tych za pomocą interferometrii optycznej. Całkowita masa gwiazd układu wynosi ok. 5,8 masy Słońca, zaś masy składników A, B i C są w stosunku do siebie, odpowiednio, 4,5 : 1 : 2

Gwiazdozbiór (konstelacja) to grupa gwiazd zajmujących określony obszar sfery niebieskiej. Z czasem gwiazdy te połączono w symboliczne kształty i nadano im nazwę pochodzącą z mitologii (np. gwiazdozbiór Centaura, Cefeusza itp). Gwiazdy tworzące gwiazdozbiór nie są ze sobą zazwyczaj fizycznie związane, a ich bliskie położenie na niebie jest wywołane geometrycznym efektem rzutowania ich położeń na sferę niebieską.

Podolbrzymy to gwiazdy jaśniejsze od gwiazd z ciągu głównego, ale nie tak jasne jak prawdziwe olbrzymy. Uważa się, że podolbrzymy już kończą lub właśnie skończyły spalanie wodoru w swoich jądrach i zaczynają rozrastać się aż do stadium olbrzyma.

Zobacz też

lista gwiazd w gwiazdozbiorze Perseusza

lista najjaśniejszych gwiazd w poszczególnych gwiazdozbiorach

gwiazda zmienna

Przypisy

Algol (gwiazda) w bazie SIMBAD (ang.)
Pan Xiaopei, M. Shao, M. M. Colavita. High angular resolution measurements of Algol. „The Astrophysical Journal”. 413 (2), s. L129–L131, 1993.

Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga-Russella przedstawia krzywą wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najzimniejsze karły to czerwone karły.

W astronomii typ widmowy to klasyfikacja gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego przez gwiazdę. Widmo światła emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe parametry atmosfery gwiazdy, a mianowicie: