Aldebaran
| α¹ Tauri | |||||||||||||||||||||||
 Aldebaran (najjaśniejsza gwiazda) na tle Hiad | |||||||||||||||||||||||
| Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||||||||
| Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Rektascensja | 04h 35m 55,239s[1] | ||||||||||||||||||||||
| Deklinacja | +16° 30′ 33,49″[1] | ||||||||||||||||||||||
| Paralaksa (π) | |||||||||||||||||||||||
| Odległość | |||||||||||||||||||||||
| Wielkość obserwowana | |||||||||||||||||||||||
| Rozmiar kątowy | 0,01996″[2] | ||||||||||||||||||||||
| Ruch własny (RA) | |||||||||||||||||||||||
| Ruch własny (DEC) | −188,94 ± 0,65[1] mas/rok | ||||||||||||||||||||||
| Prędkość radialna | 54,26 ± 0,03[1] km/s | ||||||||||||||||||||||
| Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||||||||||
| Rodzaj gwiazdy | |||||||||||||||||||||||
| Typ widmowy | K5+ III[1] | ||||||||||||||||||||||
| Masa | |||||||||||||||||||||||
| Promień | |||||||||||||||||||||||
| Metaliczność [Fe/H] | −0,27 ± 0,05[4] | ||||||||||||||||||||||
| Wielkość absolutna | |||||||||||||||||||||||
| Jasność | |||||||||||||||||||||||
| Okres obrotu | |||||||||||||||||||||||
| Prędkość obrotu | 5,2[2] km/s | ||||||||||||||||||||||
| Wiek | 6,6 ± 2,4 mld lat[4] | ||||||||||||||||||||||
| Temperatura | 4010[2] K | ||||||||||||||||||||||
| Charakterystyka orbitalna | |||||||||||||||||||||||
| Krąży wokół | |||||||||||||||||||||||
| Półoś wielka | 7381[5] | ||||||||||||||||||||||
| Mimośród | 0,1645[5] | ||||||||||||||||||||||
| Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||||
Aldebaran (Alfa Tauri, α Tau) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Byka. Jest oddalona o około 67 lat świetlnych od Słońca. Jest to układ podwójny, wokół głównej gwiazdy krąży także planeta.
Nazwa
Tradycyjna nazwa tej gwiazdy, Aldebaran, wywodzi się od arabskiego الدبران al-dabarān, „podążający” (za Plejadami). Dawniej odnosiła się do gromady Hiad, na tle której widoczna jest ta gwiazda[2][6]. Tablice alfonsyńskie nazywają tę gwiazdę łac. Cor Tauri („serce Byka”), chociaż znajduje się daleko od tego położenia w wyobrażonej figurze zwierzęcia; trafniej bywał on nazywany „okiem Byka”[6][7]. Międzynarodowa Unia Astronomiczna w 2016 roku formalnie zatwierdziła użycie nazwy Aldebaran dla określenia tej gwiazdy[8].
Charakterystyka obserwacyjna
Na niebie Aldebaran jest widoczny na tle gromady Hiad, jednak nie jest jej członkiem. Gwiazda znajduje się w połowie odległości tej gromady od Słońca[2].
11 marca 509 roku w Atenach zaobserwowano okultację Aldebarana[9]. Angielski astronom Edmond Halley badał okres wystąpienia tego zdarzenia i w roku 1718 wywnioskował iż od tamtej pory Aldebaran zmienił swoją pozycję na niebie, przemieszczając się o kilka minut łuku na północ. Ta obserwacja – oraz badanie zmieniających się pozycji Syriusza i Arktura – doprowadziły do odkrycia zjawiska ruchu własnego. Na podstawie współczesnych obserwacji, pozycja gwiazdy w ciągu ostatnich 2000 lat zmieniła się o 7 minut łuku, co jest w przybliżeniu jedną czwartą średnicy tarczy Księżyca w pełni[10][11].
Charakterystyka fizyczna
Alfa Tauri A
Główny składnik, Alfa Tauri A (właściwy Aldebaran) to olbrzym o barwie pomarańczowej, należący do typu widmowego K5. Barwa tej gwiazdy jest widoczna gołym okiem. Temperatura Aldebarana to około 4010 K, mniej niż temperatura fotosfery Słońca[2]. Gwiazda emituje dużą część promieniowania w zakresie podczerwonym; łącznie emituje ona 425 razy więcej promieniowania niż Słońce. Według pomiarów satelity Hipparcos gwiazda odległa jest o 66,6 lat świetlnych (20,43 pc[5]), co pozwala obliczyć, że jej promień to 43 R☉. Gwiazda podlega zakryciom przez Księżyc, co pozwala bezpośrednio zmierzyć jej rozmiar kątowy, jest także dostatecznie duża, aby pozwalały na to techniki interferometryczne; zmierzona średnica kątowa gwiazdy to 0,01996″, co przy uwzględnieniu odległości odpowiada promieniowi 44 R☉, zgodnie z oceną teoretyczną. Masa tej gwiazdy jest 1,7 raza większa od masy Słońca. Gwiazda jest na etapie ewolucji, w którym w helowym jądrze nie rozpoczęły się jeszcze reakcje syntezy węgla i tlenu. W ciągu kilku milionów lat dojdzie do zainicjowania syntezy, a jasność Aldebarana wzrośnie do 800 L☉, po czym z powrotem spadnie wraz ze stabilizacją procesu[2].
Aldebaran wysyła w przestrzeń silny wiatr gwiazdowy, który unosi część materii gwiazdy; w odległości około 1000 jednostek astronomicznych od Aldebarana znajduje się szok końcowy. Gwiazda jest zanurzona w Bąblu Lokalnym, podobnie jak Słońce; nie tworzy w nim łukowej fali uderzeniowej[3].
Alfa Tauri B
| α² Tau | |
| Dane obserwacyjne (J2000) | |
| Gwiazdozbiór | |
|---|---|
| Rektascensja | 04h 35m 57,21s[12] |
| Deklinacja | +16° 30′ 33,49″[12] |
| Wielkość obserwowana | |
| Ruch własny (RA) | |
| Ruch własny (DEC) | −191 ± 25[12] mas/rok |
| Charakterystyka fizyczna | |
| Rodzaj gwiazdy | |
| Typ widmowy | M2 V[12] |
| Masa | |
| Promień | |
| Jasność | |
Towarzysz olbrzyma, Alfa Tauri B, to czerwony karzeł reprezentujący typ widmowy M2. Jest małą gwiazdą, ma zaledwie 36% promienia Słońca i masę około 15% masy Słońca[13]. Świeci z jasnością 0,0014 jasności Słońca[13].
Towarzysze optyczni
Wizualnie Aldebaran stanowi gwiazdę sześciokrotną (składniki A-F)[14]. Główny składnik A i składnik B mogą być fizycznie związane, ale ze względu na duże niepewności pomiaru nie jest to pewne[15]. Składniki C i D tworzą znany układ podwójny Alfa Tauri CD i okrążają się nawzajem, ale znajdują się daleko za Aldebaranem, należą do gromady Hiad i, jak cała ta gromada, nie oddziałują z nim[16].
Układ planetarny
W 1993 pomiary prędkości ruchu Aldebarana, Arktura i Polluksa pokazały, że Aldebaran wykazuje długookresowe oscylacje prędkości radialnej, które mogły wskazywać na obecność towarzysza mniejszego niż gwiazda. Jednak badania wszystkich trzech olbrzymów wykazywały podobne oscylacje prowadzące do podobnych mas towarzyszy i autorzy uznali, że zmiany były prawdopodobnie spowodowane przez czynniki wewnętrzne, a nie grawitacyjny wpływ towarzysza[17], na co wskazywały także późniejsze obserwacje[18]. Dopiero w 2015 udało się oddzielić sygnały powodowane przez wewnętrzną aktywność gwiazdy od wywołanego przez oddziaływanie towarzysza i potwierdzić istnienie planety Aldebaran b, będącej olbrzymem 6,5 razy masywniejszym od Jowisza, okrążającym Aldebarana co 1,7 roku ziemskiego w odległości około 1,5 au[19][4].
| Towarzysz | Masa (MJ) | Okres orbitalny (dni) | Półoś wielka (au) | Ekscentryczność |
|---|---|---|---|---|
| b[4] | 6,47 ± 0,53 | 628,96 ± 0,9 | 1,46 ± 0,27 | 0,1 ± 0,05 |
Znaczenie kulturowe
W astrologii Aldebarana łączono z pomyślnością, twierdząc, że przynosi bogactwa. 5000 lat temu punkt równonocy wiosennej znajdował się w pobliżu Aldebarana[20][21] i w Persji gwiazda ta była jedną z czterech „Królewskich Gwiazd” lub „Strażników Nieba”; Camille Flammarion zapisał jej perską nazwę jako „Taschter”[6][22]. Heliakalny zachód Aldebarana, 21 kwietnia, był dla Starożytnych Rzymian momentem gdy obchodzono święto Parilia – z tego powodu nazywali oni Aldebarana Parilicium[6].
W hinduskiej astrologii dźjotisz Aldebaran znajduje się na granicy pomiędzy nakszatrami Rohini i Kryttika[6].
W języku chińskim jest znany jako chiń. 畢宿五; pinyin Bìxiùwŭ, czyli „piąta gwiazda sieci”.
Zobacz też
- lista gwiazd w gwiazdozbiorze Byka
- lista najjaśniejszych gwiazd według jasności wizualnej
- lista najjaśniejszych gwiazd w poszczególnych gwiazdozbiorach
- lista największych gwiazd
Przypisy
- ↑ a b c d e f g h Aldebaran w bazie SIMBAD (ang.)
- ↑ a b c d e f g h i j Jim Kaler: ALDEBARAN (Alpha Tauri) (ang.). W: STARS [on-line]. 2009-05-22. [dostęp 2017-07-18].
- ↑ a b Brian E. Wood, Graham M. Harper, Hans-Reinhard Müller, Jacob Heerikhuisen i inni. The Wind-ISM Interaction of α Tauri. „The Astrophysical Journal”. 655, s. 946–957, 2007-02-01. American Astronomical Society. DOI: 10.1086/510404. Bibcode: 2007ApJ...655..946W.
- ↑ a b c d Aldebaran b w serwisie The Extrasolar Planets Encyclopaedia (ang.)
- ↑ a b c d Anderson E., Francis C: HIP 21421 (ang.). W: Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2017-07-18].
- ↑ a b c d e Richard Hinckley Allen: Star Names Their Lore and Meaning. Nowy Jork: Dover Publications Inc., 1963, s. 383–386. ISBN 0-486-21079-0. (ang.)
- ↑ Aldebaran. Constellation Guide, 2014-09-05. [dostęp 2017-07-18].
- ↑ Naming Stars. Międzynarodowa Unia Astronomiczna, 2017-02-01. [dostęp 2017-07-19].
- ↑ W.T. Lynn. Occultation of Aldebaran in the sixth century. - Bliss, Astronomer Royal. „The Observatory”. 8, s. 86, 1885. Bibcode: 1885Obs.....8...86L.
- ↑ Edmund Halley. Considerations on the Change of the Latitudes of Some of the Principal Fixt Stars. By Edmund Halley, R. S. Sec. „Philosophical Transactions (1683-1775)”. 30, s. 736, 1717. DOI: 10.1098/rstl.1717.0025. Bibcode: 1717RSPT...30..736H.
- ↑ Robert Burnham, Burnham’s Celestial Handbook: An Observer’s Guide to the Universe Beyond the Solar System, t. 3, Courier Corporation, 1978, s. 1810, ISBN 0-486-23673-0.
- ↑ a b c d e f alf Tau B w bazie SIMBAD (ang.)
- ↑ a b c d e Aldebaran 2 (ang.). SolStation. [dostęp 2007-12-15]. [zarchiwizowane z tego adresu (2005-11-25)].
- ↑ Mason et al.: WDS J04359+1631A. W: The Washington Double Star Catalog [on-line]. VizieR, 2014.
- ↑ 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. Bibcode: 1994RMxAA..28...43P (ang.).
- ↑ 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. Bibcode: 1985PASP...97..858G (ang.).
- ↑ 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. Bibcode: 1993ApJ...413..339H (ang.).
- ↑ 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. arXiv:astro-ph/9712312. Bibcode: 1998MNRAS.293..469H (ang.).
- ↑ Hatzes, A., Cochran, W. i inni. Long-lived, long-period radial velocity variations in Aldebaran: A planetary companion and stellar activity. „Astronomy & Astrophysics”, 2015. DOI: 10.1051/0004-6361/201425519. arXiv:1505.03454 (ang.).
- ↑ Nasze Gwiazdozbiory, gwiazdozbiory.eulersoft.com.pl [dostęp 2017-11-21].
- ↑ Królewskie gwiazdy stałe : Uni Garden - astrologia i tarot w praktyce - Warszawa
- ↑ Michael Andre-Driussi, Lexicon Urthus: A Dictionary for the Urth Cycle, wyd. 2, Sirius Fiction, 2008, s. 363, ISBN 0-9642795-1-7, ISBN 978-0-9642795-1-3.
Media użyte na tej stronie
Autor: NASA, ESA, and STScI, Licencja: CC BY-SA 4.0
This image shows the Hyades star cluster, the nearest cluster to us. The Hyades cluster is very well studied due to its location, but previous searches for planets have produced only one. A new study led by Jay Farihi of the University of Cambridge, UK, has now found the atmospheres of two burnt-out stars in this cluster — known as white dwarfs — to be “polluted” by rocky debris circling the star. Seeing evidence of asteroids points to the possibility of Earth-sized planets in the same system, as asteroids are the building blocks of major planets. Planet-forming processes are inefficient, and spawn many times more small bodies than large bodies — but once rocky embryos the size of asteroids are built, planets are sure to follow.
Autor: Szczureq, Licencja: CC BY-SA 4.0
Gwiazdozbiór Byka. Mapa została stworzona przy pomocy programu PP3 autorstwa Torstena Brongera. Wersję wektorową stworzył Szczureq według wzoru z wersji rastrowej, której autorem jest BlueShade.
Autor: Piastu, Licencja: CC BY-SA 4.0
Porównanie wielkości Aldebarana A i Słońca
Autor: Christina Irakleous, Licencja: CC BY-SA 4.0
Occultation of Aldebaran by the Moon.