Алголь

Алго́ль (β Per, 26 Per, Бета Персея) — кратная (тройная) затменная переменная звезда в созвездии Персея. Находится на расстоянии около 92,8 св. лет от Солнца. Около 7,3 млн лет назад Алголь прошёл в 9,8 св. лет от Солнечной системы и его видимая звёздная величина тогда составляла около −2,5m[3].

Бета Персея ABC
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 03ч 08м 10,13с
Склонение +40° 57′ 20,33″
Расстояние 93 ± 2 св. года (28,5 ± 0,7 пк)
Видимая звёздная величина (V) 2,12[1]
Созвездие Персей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 3,7 км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 2,39 mas в год
 • склонение −1,44 mas в год
Параллакс (π) 35,14 ± 0,90 mas
Абсолютная звёздная величина (V) -0,15
Спектральные характеристики
Спектральный класс B8V (A)[1] /K02IV (B)[2] /A5V (C)
Показатель цвета
 • B−V -0,05
 • U−B -0,37
Переменность EA
Физические характеристики
Масса 3,59/0,79/1,67 M⊙
Радиус 2,3/3,0/0,9 R⊙
Возраст < 3⋅108 лет
Температура 12 000/ 4500/ 8500 K
Светимость 98/3,4/4,1 L⊙
Металличность неизвестно
Вращение 65 км/с
Коды в каталогах

Алголь, Горгона, Глаз Дьявола, Голова ведьмы, El Ghoul, 26 Персея, 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.

Информация в базах данных
SIMBAD * bet Per
Источники: [1]
Информация в Викиданных ?
 Медиафайлы на Викискладе

Характеристики системы
Кривая блеска Алголя[4]. Затменно-переменная двойная система. Медленные нарастания и спады блеска обусловлены подсветкой фотосферы более холодного компонента В излучением горячего компонента А. Глубокие минимумы блеска — частичное затмения компонента А компонентом В, слабые минимумы затмения компонента В компонентом А

Два компонента, Алголь A и Алголь B, образуют очень тесную двойную систему: расстояние между ними всего 0,062 а.е. (то есть в 16 раз меньше расстояния от Земли до Солнца). Период обращения составляет 2,86731 суток. При вращении компоненты поочерёдно частично затмевают друг друга, что и вызывает эффект переменности.

Менее массивная звезда Алголь B имеет бо́льший размер и является сильно проэволюционировавшим субгигантом, тогда как Алголь A — звезда главной последовательности. В то же время известно, что более массивные звёзды эволюционируют быстрее. Это противоречие, известное как парадокс Алголя, вызвано перетеканием вещества: когда более массивная звезда стала субгигантом, она заняла свою полость Роша, и вещество стало перетекать на другую компоненту[5].

Третья звезда системы Алголь C вращается на расстоянии 2,69 а.е. от центра масс первых двух с периодом 681 день (1,86 года). Общая масса системы приблизительно 5,8 массы Солнца, отношение масс компонентов примерно равно .

Структура Местного пузыря. Показано положение Алголя, Солнца и других звёзд. Изображение ориентировано так, что звёзды, ближайшие к центру Галактики, находятся на его вершине

Исторические сведения

Переменность звезды была замечена ещё в древности и вызывала демонические ассоциации. Название происходит от арабского الغول (ал-гуль — злой дух, чудовище)[6]. В изображении созвездия Персея Алголь изображался как глаз отрубленной головы горгоны Медузы. Некоторые современные исследования связывают с Алголем найденную в одном из древнеегипетских календарей 2,85-дневную периодичность благоприятных и несчастливых дней[7].

В Китае Алголь носил имя Далин’у (大陵五, Пятая Звезда Мавзолея) или Деши (叠尸, Сваленные Трупы)[8].

Для европейской астрономии переменность Алголя открыл в 1667 или 1669 году итальянский учёный Джеминиано Монтанари[9]. Спустя более ста лет, в 1782 году, это же открытие независимо совершил англичанин Джон Гудрайк, определивший период колебания блеска системы[7]. В своём сообщении он предложил два объяснения феномену: либо вокруг звезды обращается «крупное тело», либо к Земле периодически поворачивается более тёмная сторона самой звезды, покрытая «пятнами или подобным веществом»[10]. Таким образом, Гудрайк положил начало теории затменно-переменных звёзд[11][12].

Гипотезы об Алголе были подтверждены в конце XIX века: в 1880—1881 годах гарвардский астроном Эдвард Чарльз Пикеринг представил доказательства, что Алголь является двойной затменной звёздной системой, и впервые указал, что фотометрическая кривая блеска даёт возможность определить размеры компонентов. Вскоре, в 1889 году, потсдамский астроном Герман Карл Фогель обнаружил доплеровские смещения линий в спектре этой звезды, обусловленные орбитальным движением её компонент[13].

Примечания
  1. Database entry for Algol A, SIMBAD. Accessed online 9 февраля, 2008.
  2. Database entry for Algol B, SIMBAD. Accessed online 9 февраля, 2008.
  3. Garcia-Sanchez, J. (25 August 1997). «A Search for Stars Passing Close to the Sun». The First Results of Hipparcos and Tycho, Kyoto, Japan: IAU. Bibcode:1997IAUJD..14E..51G.
  4. Липунов В. М. В мире двойных звезд. (выпуск 52 серии «Библиотечка квант») М., Наука, 1986—208 с. 111 000 экз.
  5. Понятов, 2018.
  6. P. Kunitzsch & T. Smart, Short Guide to Modern Star Names and Their Derivations (Wiesbaden: Otto Harrassowitz, 1986), p 49.
  7. Algol as Horus in the Cairo Calendar: The Possible Means and the Motives of the Observations. Porceddu S., Jetsu L., Markkanen T., et al. (2018).
  8. Allen, Richard Hinckley. Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition) (англ.). — Dover, 1963. — P. 332—333. — ISBN 0-486-21079-0.
  9. G. Montanari, «Sopra la sparizione d’alcune stelle et altre novità celesti», in: Prose de Signori Accademici Gelati di Bologna (Bologna: Manolessi, 1671), pp. 369—92.
  10. An eighteenth century discussion of Algol. O. J. Eggen 1957
  11. ADS O.J. Eggen, «An Eighteenth Century Discussion of Algol», The Observatory, 77 (1957), 191—197.
  12. Goodricke, John. XXVI. A series of observations on, and a discovery of, the period of the variation of the light of the bright star in the head of medusa, called algol. In a letter from John Goodricke, Esq. to the Rev. Anthony Shepherd, D. D. F. R. S. and Plumian Professor at Cambridge (англ.) // Philosophical Transactions of the Royal Society of London : journal. — 1783. — 1 January (vol. 73). — P. 474—482. — doi:10.1098/rstl.1783.0027.
  13. Черепащук А. М. Тесные двойные звезды. Ч. 1. — М.: Физматлит, 2013. — С. 36.

Ссылки
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.