Aldebaran

Aldebaran
Aldebaran
KlassifiseringOransje kjempe
SpektralklasseK5 III [1]
Avstand fra solen66,64 lysår [2]
KonstellasjonOkse
Koordinater
(den gang J2000 )
Høyre oppstigning4 t  35 m  55 239 s [1]
Deklinasjon+ 16 ° 30 ′ 33.488 ″ [1]
Lat. galaktisk20,2483 ° [1]
Lang. galaktisk180,9719 ° [1]
Fysiske data
Gjennomsnittlig diameter61,12 millioner km [3]
Middels radius43,9 [3] R ⊙
Masse1,16 [4] M ⊙
Akselerasjon tyngdekraften på overflatenlog g = 1,59 [5]
Rotasjonsperiode1000 ± 400 dager [6]
Rotasjonshastighet _4,3 km/s [7]
Overflatetemperatur
_		3 913 K [8] (gjennomsnitt)
Lysstyrke518 ± 32 [9] L ⊙
Fargeindeks ( BV )1,28 [1]
Metallisitet[Fe / H] = 69 % av solen [10]
Estimert alder6,4 milliarder år [4]
Observasjonsdata
Magnitude app.+0,98 [1]
Magnitude abs.-2,04 ± 0,06 [9]
Parallaxe48,94 ± 0,77 mas [1]
Egen motorsykkelAR : 63,45  mas / år
des : -188,94  mas / år [1]
Radiell hastighet+54,11 km/s [1]
Alternative nomenklaturer
α Tauri , 87 Tauri , HD 29139, HIP 21421, SAO 94027, HR 1457, BD + 16 ° 629, WDS 04359 + 1631

Aldebaran ( IPA : / aldebaˈran / eller, mindre vanlig, / alˈdɛbaran / [11] [12] ; α Tau / α Tauri / Alpha Tauri ) er en stjerne som tilhører stjernebildet Tyren . Med magnitude +0,98 [1] er den den lyseste stjernen i stjernebildet, samt den fjortende lyseste på nattehimmelen . Omtrent 66,64 lysår fra Jorden [2] , er den en oransje kjempe av spektralklasse K5 III, [1] omtrent 500 ganger lysere enn Solen [9] og omtrent førti ganger større [3] . Det er faktisk en dobbeltstjerne , siden den viktigste har en liten og svak følgesvenn.

Aldebaran virker visuelt assosiert med Hyades-klyngen [13] , men den er faktisk mye nærmere oss og assosiasjonen er kun gitt av perspektiv.

Navnet stammer fra det arabiske ordet al-Dabarān (لدبران), "bak", og refererer til måten stjernen vises i nærheten og umiddelbart etter klyngen av Pleiadene i deres nattlige bevegelse. [14] [15] Astrologisk var Aldebaran en stjerne som ble ansett som heldig, som bringer rikdom og æresbevisninger. Fra 3000 f.Kr. for perserne ble den, sammen med Antares , Regulus og Fomalhaut , ansett som en av de fire " kongestjernene " . [16]

Merknad

Den ser ut som en oransje stjerne, en av de letteste å få øye på på nattehimmelen, både for sin store lysstyrke og for sin assosiasjon med en av de mest kjente asterismene i himmelhvelvet: Orionbeltet ; hvis du tegner en linje som går gjennom de tre stjernene som danner beltet fra venstre til høyre (på den nordlige halvkule ) eller fra høyre til venstre (på den sørlige halvkule ), er den første lyssterke stjernen du møter Aldebaran. I den andre retningen er den første klare stjernen du møter Sirius .

Aldebaran fremstår også som den lyseste av hyadene , den åpne klyngen som med stjernene arrangert i V-form markerer hodet til oksen. Dette er imidlertid bare en tilsynelatende assosiasjon ettersom Aldebaran er i siktelinjen mellom Jorden og Hyades, som faktisk er dobbelt så langt fra hverandre som Aldebaran er. Litt mer enn ti grader nord-vest for Aldebaran og Hyades er det mulig å observere en annen av de mest kjente åpne himmelklyngene: Pleiadene . Videre, ved å utvide grenen til den V-formede figuren dannet av Hyadene som Aldebaran ligger på, møter man ζ Tauri ved omtrent 15 °, mens man forlenger den andre grenen man møter, mer eller mindre i samme avstand, den lysende Elnath , på grensen til stjernebildet Auriga . Disse to stjernene markerer hornene til oksen.

Med en deklinasjon på 16 ° 30 'N er Aldebaran en stjerne som tilhører den nordlige halvkule . Men gitt sin relative nærhet til himmelekvator , er dens muligheter for observasjon på den sørlige halvkule brede: den er usynlig bare lenger sør for den 74. breddegraden , det vil si bare i de antarktiske områdene . Imidlertid vil det vises lavt i den nordlige horisonten i de sørligste regionene i Argentina , Chile og New Zealand . På den annen side fører en slik posisjon til at Aldebaran er sirkumpolar , bare i de arktiske og nordligste områdene i Russland , Grønland , Canada og Alaska [17] . 1. juni passerer solen noen grader nord for Aldebaran: derfor er de beste månedene for å observere denne stjernen de der solen er på motsatt side av ekliptikken , det vil si de som tilsvarer den nordlige vinteren. Spesielt er de mest gunstige månedene for observasjonen desember og januar, men den er fortsatt observerbar, selv om ikke alltid for hele natten, i perioden fra oktober til april; dens nedstigning mot vest like etter solnedgang indikerer at den nordlige sommeren nærmer seg.

Denne nærheten til ekliptikken innebærer muligheten for at Aldebaran kan skjules av månen . Bare tre andre stjerner med første styrke, Spica , Antares og Regulus , deler denne egenskapen med Aldebaran, den lyseste blant dem [18] . Slike okkultasjoner oppstår når den stigende noden er nær høstjevndøgn . Okkultasjonen av 22. september 1978 ble brukt til å beregne et estimat av stjernens diameter [19] . Det neste skjedde i 2015 . Etter å ha fått vite at en av disse okkultasjonene hadde blitt observert i Athen i 509 e.Kr. , beregnet den engelske astronomen Edmond Halley i 1718 at for at denne begivenheten skulle være mulig, måtte Aldebaran være i en annen posisjon, flere bueminutter lenger nord . enn der han observerte det i sin tid. Han konkluderte med at stjernen derfor hadde endret seg i århundrene som har gått siden hendelsen. Halley hadde oppdaget den riktige bevegelsen til stjerner [20] .

Galaktisk miljø

Siden Aldebaran er relativt nær solen , deler Aldebaran det samme galaktiske miljøet. Spesielt finnes den som solen inne i den lokale boblen , et "hulrom" av det interstellare mediet som er tilstede i Orion-armen , en av de galaktiske armene til Melkeveien . Aldebarans galaktiske koordinater er 180,97 ° og 20,24 °. En galaktisk lengdegrad på omtrent 180° betyr at den ideelle linjen som forbinder Solen og Aldebaran, hvis den projiseres på det galaktiske planet , danner en vinkel på nesten 180° med den ideelle linjen som forbinder Solen med det galaktiske sentrum . Dette betyr at, med solen som referansepunkt, er det galaktiske sentrum og Aldebaran i motsatte retninger. Følgelig er Aldebaran litt lenger fra det galaktiske senteret enn Solen er. En galaktisk breddegrad på litt over 20° betyr at Aldebaran er like nord for planet som Solen og det galaktiske senteret befinner seg på.

De to nærmeste stjernene til Aldebaran er to røde hovedsekvensstjerner [21] . Vi snakker om VA 366, en stjerne av spektralklasse M0 V, fjernt 4,4 lysår fra Aldebaran [21] og av tilsynelatende styrke 12,38 [22] og Ross 388, en stjerne i spektralklasse M3 V, fjernt 9 , 1 lysår fra Aldebaran [21] og av tilsynelatende størrelsesorden 12,48 [23] . For å finne en stjerne på størrelse med Solen må du bevege deg rundt 12 lysår unna Aldebaran, der LTT 11292 [21] befinner seg , en gul hovedsekvensstjerne av spektralklasse G7 V og av tilsynelatende styrke 6,8 [24] .

Lysstyrke sammenlignet over tid

Aldebarans radielle hastighet er +54,11 km/s [ 1] . Dette betyr at den beveger seg fra oss raskere enn alle andre stjerner i første størrelsesorden. Av de 300 lyseste stjernene på himmelen har bare tre en positiv radiell hastighet som er større enn den til Aldebaran [25] . Det følger at i tidligere tider virket Aldebaran, som var nærmere jorden, lysere enn den gjør nå. Spesielt i perioden mellom 420 000 og 210 000 år siden var Aldebaran den lyseste stjernen på nattehimmelen før den ble forbigått av Capella . Toppen av lysstyrken ble nådd for 320 000 år siden, da Aldebaran passerte det nærmeste punktet til oss, omtrent 21,5 lysår fra Jorden. Dens tilsynelatende styrke var da -1,54, og derfor virket den lysere enn Sirius , den for tiden lyseste stjernen i himmelhvelvet, vises nå [25] . Men når Sirius nærmer seg Jorden, er den satt til å øke sin tilsynelatende lysstyrke i løpet av de neste årtusener og vil nå magnituden -1,66 om omtrent 60 000 år, og dermed bli lysere enn Aldebaran noen gang har vært i det siste [26] . Når det gjelder Aldebaran, er dens tilsynelatende lysstyrke i stedet bestemt til å synke ytterligere i løpet av de neste tusenvis av år.

For rundt 400 000 år siden, da Aldebaran dukket opp som en mye lysere stjerne enn den er nå, virket den også mye mindre atskilt enn den for øyeblikket er fra Capella. Siden Capella også var lysere da enn nå, var det et par veldig nære og veldig klare stjerner. På grunn av presesjonen til jevndøgnene markerte paret også den nordlige himmelpolen en stund [27] .

Fysiske egenskaper

Avstand

Den nye reduksjonen av de astrometriske dataene til Hipparcos -romteleskopet førte til en ny beregning av Aldebaran- parallaksen , som viste seg å være 48,94 ± 0,77 mas [2] . Derfor er Aldebarans avstand fra Jorden lik 1 / 0,04894 pc , eller 20,433 pc, tilsvarende 66,64 lysår.

Klassifisering og overflatetemperatur

Aldebaran er klassifisert i spektralklassen K5 III. Klasse K samler oransje-fargede stjerner, på grunn av en lavere overflatetemperatur enn solens. De 20 målingene av overflatetemperaturen rapportert av SIMBAD -stedet , utført fra 1957 til 2009 , varierer fra 3733 K til 4131 K [1] . Gjennomsnittet av målingene er 3 913 K. Denne verdien kan sammenlignes med solens overflatetemperatur, som er omtrent 5 800 K, som er nesten 2 000 K høyere.

Lysstyrkeklassen III , derimot, samler gigantiske stjerner , det vil si stjerner med middels eller liten masse med en avansert evolusjonstilstand , som nå har forlatt hovedsekvensen .

Radius

Aldebaran er kanskje den stjernen hvis radius er mest målt og studert. Denne mengden av målinger bestemmes av tre kombinerte egenskaper: stor størrelse, relativ nærhet til stjernen til jorden og måneokkultasjoner. Alle disse faktorene letter måling av radius; spesielt kan måneokkultasjonen utnyttes i beregningen av radiusen ved å måle tiden det tar månen å okkultere stjernen fullstendig, det vil si tiden som går fra begynnelsen av okkultasjonen, når månen begynner å dekke stjernen , til slutten, når stjernen ikke lenger er synlig. Til tross for denne overfloden av målinger, har de forskjellige studiene fortsatt flere forskjeller i resultater.

Richichi & Percheron (2002) [28] rapporterer i sin database 46 uavhengige målinger av Aldebaran-diameteren oppnådd med måneokkultasjonsmetoden, 7 målinger oppnådd med interferometriske teknikker og 3 med indirekte målemetoder, for totalt 56 målinger. Hvis vi vurderer målingene med en lavere feilmargin, det vil si mindre enn 0,4 mas , er det 17 resultater, hvor gjennomsnittet er 19,87 ± 0,05 mas. Tidligere har Evans et al. (1980) [29] rapporterer en serie målinger av stjernens diameter oppnådd med måneokkultasjonsteknikken; noen av dem er laget av forfatterne selv, andre er hentet fra andre publikasjoner. Gjennomsnittet av målingene rapportert i denne artikkelen er 19,9 ± 0,3 mas i god overensstemmelse med det som rapporteres av Richichi & Percheron (2002). Ridgway et al. (1982) [30] rapporterer i stedet en serie egne målinger og som stammer fra andre studier, også basert på teknikken for måneokkultasjon, hvor gjennomsnittet er 20,88 ± 0,10 mas. Til slutt rapporterer White & Kreidl (1984) [31] sine egne og andres målinger, også oppnådd på grunnlag av okkultasjoner, hvor gjennomsnittet er 20,45 ± 0,46 maks. Richichi & Roccatagliata (2005) [32] antar at denne forskjellen mellom resultatene, spesielt blant de oppnådd gjennom måneokkultasjonsmetoden, skyldes det faktum at de ulike studiene ikke har tatt hensyn til scintillasjonsfenomenet som har en tendens til å overvurdere diameteren. av en stjerne når man måler tiden det tar før okkultasjonen av en annen kropp er fullført.

Den viktigste studien dedikert til måling av Aldebaran-radiusen er trolig Richichi & Roccatagliata (2005) [3] , som kombinerer resultater oppnådd ved okkultasjonsmetoden med resultater oppnådd ved interferometriske målinger ved bruk av VINCI-instrumentet til Very Large Telescope . Den gjennomsnittlige målingen oppnådd gjennom måneokkultasjonene av de to lærde er 19,95 ± 0,03 mas, mens den oppnådd gjennom interferometeret er 19,98 ± 0,05 mas. De vedtar derfor en vektet gjennomsnittsverdi mellom de to på 19,96 ± 0,03 mas, som blir 20,58 ± 0,03 mas, når en passende korreksjon er gjort for å ta hensyn til mørkningen ved kanten [33] . Dette er sannsynligvis det beste anslaget på stjernens diameter tilgjengelig for oss.

Ved avstanden beregnet av Hipparcos på 66,64 lysår, tilsvarer vinkeldiameteren målt av Richichi & Roccatagliata (2005) en radius på 30,56 millioner km, tilsvarende 43,9 R ⊙ [34] . Hvis Aldebaran var i stedet for solen, ville den okkupert halvparten av Merkurs bane og ville fremstå fra jorden som en skive med en diameter på 20° [15] .

Lysstyrke og masse

Aldebarans store strålende overflate gjør det til et veldig lyst objekt , til tross for at overflatetemperaturen ikke er veldig høy. Fra avstanden til denne stjernen og fra dens tilsynelatende styrke får vi en absolutt styrke på -2,04 ± 0,06 [9] . Tatt i betraktning at Sola har en absolutt styrke på 4,75 [9] , betyr dette at Aldebaran har en lysstyrke på 518 ± 32 L ☉ [9] .

Det er aldri lett å bestemme massene av gigantiske stjerner. Faktisk, mens det for hovedsekvensstjerner er definerte forhold mellom masse og lysstyrke , endrer lysstyrken til gigantiske stjerner seg mye over tid avhengig av utviklingsstadiet deres: derfor, med mindre dette ikke er nøyaktig kjent, vil det ikke være mulig å utlede masse fra lysstyrken. Imidlertid er det en annen metode for å prøve å beregne massen til stjernene i denne klassen: den er faktisk oppnåelig ved å kjenne radiusen og tyngdeakselerasjonen ( g ) på overflaten. Forholdet mellom ioniserte atomer og nøytrale atomer av samme grunnstoff i atmosfæren til en stjerne er følsomt for tyngdeakselerasjonen; derfor kan forholdet mellom ioner og nøytrale atomer utnyttes til å beregne tyngdeakselerasjonen og følgelig massen til en stjerne. I miljøer med lav tyngdeakselerasjon, som for en gigantisk stjerne, blir imidlertid akselerasjonsverdien svært følsom for den vedtatte overflatetemperaturen. Derfor kan små feil i estimeringen av overflatetemperaturen føre til feil akselerasjonsverdier [35] . Verdien av overflatetyngdeakselerasjonen til Aldebaran er derfor kjent med svært høye feilmarginer [36] . Ved å anta en radius på 29,3 millioner km og en overflatetyngdekraft på log g = 1,59, utleder Hatzes & Cochran (1993) en masse på 2,5 M ☉ [37] . Imidlertid utleder El Eid (1994), basert på et annet mål på log g = 1,41 av overflatetyngdekraften hentet fra Harris & Lambert (1983) [38] en masse på 1,5 M ☉ [39] . Dette målet ser ut til å bli bekreftet av forholdet mellom mengdene 16 O og 17 O i Aldebaran: faktisk ser dette forholdet generelt ut til å være avhengig av stjernemassen og av stjernens evolusjonære tilstand [40] . Til slutt, Robinson et. til. (1998), basert ikke på overflatetyngdekraften til stjernen, men på de evolusjonære sporene i HR-diagrammet av stjerner med forskjellige masser foreslått av McWilliam (1990) [41] , utlede en masse på 2 M ☉ [36] , vurdert imidlertid overdimensjonert på grunnlag av påfølgende studier. I 2015. Hatzes et al. bekreftet eksistensen av den gassgigantiske planeten antatt på nittitallet i bane rundt Aldebaran, og i 2018 bekreftet WM Farr et al., igjen gjennom analysen av variasjoner i stjernens radielle hastighet , ikke bare eksistensen av planeten, som Hatzes et al. al., men hevdet at planeten forble i den beboelige sonen Aldebaran i milliarder av år, før den gikk tom for internt hydrogen og ble en gigant . Stjernens masse, anslått av Farr til1,16 ± 0,7  M ⊙ , er ikke så ulik den til Solen [4] , og veldig lik den til en annen lys oransje kjempe, Arturo .

Usikkerheten rundt bestemmelsen av Aldebarans masse påvirker også vår kunnskap om stjernens alder og evolusjonære tilstand. Siden varigheten til en stjerne i hovedsekvensen i stor grad avhenger av massen, er det ikke mulig å nøyaktig bestemme alderen til Aldebaran. Det er heller ikke klart om stjernen fortsatt er i den røde gigantiske grenen eller om den allerede har gått inn i den asymptotiske grenen til gigantene , det vil si om den smelter sammen hydrogen rundt en inert heliumkjerne , eller om den allerede har utløst fusjonen av helium inne i stjernens kjerne [42] . Aldebarans alder, gitt de siste masseanslagene, ser fortsatt ut til å være over 6 milliarder år [4] .

Rotasjonsperiode og substellært objekt

Rotasjonshastigheten til gigantiske og supergigantiske stjerner er notorisk svært vanskelig å beregne. Faktisk kombinerer stjerner av denne typen aksentuerte makroturbulenser på overflaten med redusert rotasjonshastighet; derfor er det svært vanskelig å skille bevegelsene til gassen faktisk på grunn av stjernerotasjon fra de som kan tilskrives overflatemakroturbulens. Hatzes & Cochran (1993) beregner en rotasjonshastighet ved ekvator til Alpha Tauri mellom 2,5 og 4,0 km/s [6] . Dette tallet stemmer godt overens med en tidligere måling på 3,3 ± 0,5 km/s som dateres tilbake til 1979 [43] . Gitt målingen av radiusen, trekker Hatzes & Cochran (1993) ut at rotasjonsperioden til Aldebaran er mellom 600 og 1400 dager [6] . Slike lange rotasjonsperioder er slett ikke uvanlige i en gigantisk stjerne fordi, etter loven om bevaring av vinkelmomentum , reduseres rotasjonshastigheten når radiusen til stjernen øker, og derfor mister den vinkelhastigheten når den forlater hovedsekvensen. En påfølgende måling, som dateres tilbake til 2008, ga en verdi på 4,3 km/s, ikke så langt fra den målt av Hatzes & Cochran (1993) [7] .

Det finnes imidlertid andre metoder for å prøve å beregne rotasjonsperioden. For eksempel er det mulig å utnytte uregelmessighetene i stjernens overflate (for eksempel flekker eller faculae ): perioden mellom en opptreden og den neste faller sammen med rotasjonen. Hatzes & Cochran (1993) [44] identifiserte en 643-dagers periodisk oscillasjon i Aldebarans radielle hastighet . Det er tre mulige årsaker til disse svingningene:

  1. Tilstedeværelsen av en substellar følgesvenn . For å produsere de observerte svingningene, må massen til denne hypotetiske følgesvennen være lik 11,4 ganger den til Jupiter . [45] Videre må den ha en separasjon fra sentralstjernen på 2 astronomiske enheter og en gjennomsnittlig eksentrisk bane. Siden lignende svingninger har blitt identifisert i Arcturus og Pollux , har denne hypotesen feilen med å forutsi tilstedeværelsen av planeter med lignende masse og lignende baner rundt de tre aktuelle kjempene, noe som ikke virker sannsynlig.
  2. Tilstedeværelsen av pulsasjoner. Det ser ut til at tilstedeværelsen av radielle pulsasjoner kan utelukkes siden de bør være lik 10 % av stjerneradiusen for å være kompatible med de detekterte radielle hastighetsvariasjonene. Slike viktige pulseringer bør ha en fotometrisk respons da de ville innebære en variasjon i overflatetemperaturen og derfor i stjernens lysstyrke. Men selv om Aldebaran var litt varierende, som noen studier synes å antyde, ville det ikke være nok til å bekrefte tilstedeværelsen av slike massive variasjoner. Hypotesen er derfor fortsatt at ikke-radiale pulsasjoner er tilstede.
  3. Tilstedeværelsen av flekker, faculae eller andre overflateuregelmessigheter. Hvis denne hypotesen var riktig, ville Aldebaran ha en rotasjonsperiode på 643 dager, fullt kompatibel med dataene hentet fra måling av rotasjonshastigheten.

Den tredje hypotesen, som så ut til å være den mest lovende, hadde i utgangspunktet ikke funnet bekreftelse i en påfølgende studie: Hatzes & Cochran (1998) studerte profilen til Aldebaran- linjene og konkluderte med at variabiliteten ikke kan skyldes overflateuregelmessigheter, som burde forårsake en deformasjon av linjene som i virkeligheten ikke forekommer. I feltet er det derfor to mulige forklaringer på de observerte svingningene: enten tilstedeværelsen av en substellar følgesvenn, eller tilstedeværelsen av ikke-radiale pulsasjoner, ganske vanlig i gigantiske stjerner [46] . I en ny studie fra 2008 bekrefter Hatzes på nytt at den mest sannsynlige årsaken til variasjonen i Aldebarans radielle hastighet er tilstedeværelsen av en planetarisk følgesvenn: faktisk, fra variasjoner i bredden på hydrogen Hα -linjen , trekker han ut at stjernens rotasjonsperiode er 892 dager, og at variasjonen på 643 dager derfor ikke kan skyldes stjernerotasjonen; dessuten, fra fotometriske variasjoner oppdaget av MOST - teleskopet , utleder han at Aldebaran pulserer med en periode på 5,8 dager, og at perioden på 643 dager derfor ikke kan skyldes stjernepulsasjoner. Hypotesen om en substellar følgesvenn med en minimumsmasse på 9,5  M J forble derfor på feltet [47] . I 2015. Hatzes et al. bekrefte at variasjonene i radiell hastighet oppstår på grunn av tilstedeværelsen av en gigantisk planet, en hypotese som senere også ble godkjent av Farr et al. i 2018 [4] [48] .

Metallisitet

Aldebaran - metallisitetsmålinger rapportert av SIMBAD -nettstedet varierer fra til [1] . Denne notasjonen er definert som logaritmen av mengden jern (Fe) i forhold til hydrogen (H), redusert med logaritmen til solens metallisitet: hvis metallisiteten til den aktuelle stjernen er lik metallisiteten til sol, blir resultatet lik null. Det følger at de rapporterte målingene anslår at Aldebarans metallisitet er mellom 45 % og 100 % av solens. Gjennomsnittet av målingene er , som tilsvarer en overflod av metaller tilsvarende 69 % av solenergien. En av målingene som er gjort med mer oppdaterte instrumenter er den til Massarotti et al. (2008) [7] , som rapporterer en verdi på -0,34. Hvis dette var riktig, ville Aldebaran vært en relativt metallfattig stjerne.

Variabilitet

I følge General Catalog of Variable Stars ville Aldebaran være en stjerne med redusert variabilitet ; spesielt vil det være en langsom irregulær variabel av typen LB , som svinger med 0,2 tilsynelatende størrelser , fra størrelsesorden 0,75 til størrelsesorden 0,95 [49] . Krisciunas (1992) rapporterer imidlertid om en serie astrometriske observasjoner av stjernen, gjort mellom 1987 og 1992 , hvorfra det ser ut til at Aldebaran kun har variert med 0,028 størrelsesorden. En så liten variasjon er forenlig med måleusikkerheten til instrumentet og derfor med det faktum at Aldebaran ikke er en variabel stjerne i det hele tatt [50] .

Kromosfære og stjernevind

Kjempestjerner kan deles inn i to store klasser på grunnlag av deres spektralklasse. Stjerner før klasse K1-2 er preget av relativt raske stjernevinder (150 km/s eller mer) og av tilstedeværelsen av en korona der plasmaet når svært høye temperaturer. Motsatt er stjerner etter klasse K1-2 preget av relativt langsomme stjernevinder (mindre enn 30 km/s), fravær av korona og relativt kalde atmosfærer (<10 000 K) [51] [52] . Med spektralklasse K5, tilhører Aldebaran den andre av disse underklassene: den er derfor en ikke-koronal kjempestjerne, preget av en relativt langsom stjernevind (27-30 km/s), som produserer et tap av masse av stjernen i 'ordenen 1 - 1,6 × 10 −11 M ☉ per år (omtrent 600 ganger massetapet til Solen på ett år på grunn av solvinden ) [53] .

Noen observasjoner gjort ved hjelp av spektrografen til Hubble-romteleskopet har imidlertid avslørt tilstedeværelsen av C IV- og Mg II- ioner , som bare vises ved høye temperaturer. Videre viste utslippet av ultrafiolett stråling fra kromosfæren til stjernen seg å være større enn forventet. Alt dette innebærer tilstedeværelsen av veldig varmt plasma i Aldebaran- atmosfæren . Gitt fraværet av en krone, var dette tallet ikke forventet [54] . Hypotesen er fremmet at mekanismen som produserer temperaturstigningen i gassområdene i kromosfæren bare delvis er forbundet med den som produserer stjernevinden: energien som varmer opp kromosfæren og produserer stjernevinden spores tilbake til bølger som er tilstede i stjernevinden. gass, forårsaket av pulsasjoner og/eller konvektive bevegelser av den underliggende fotosfæren . Imidlertid slukkes de høyfrekvente bølgene i kromosfæren ved å varme den opp mens de lavfrekvente passerer gjennom den og akselererer stjernevinden [55] .

Siden tilstedeværelsen av veldig varmt plasma i kromosfæren ikke ser ut til å være en særegenhet ved Aldebaran, men et trekk som er felles for ikke-koronale kjemper, antyder dette at skillet mellom koronale og ikke-koronale kjemper er mindre tydelig enn først antatt . Hypotesen har blitt fremmet at det, snarere enn et veldefinert skille, er et kontinuum mellom koronale og ikke-koronale kjemper [52] .

Planet

Nyheten om en sannsynlig eksoplanet rundt Aldebaran ble opprinnelig foreslått for første gang i 1993 av Hatzes og Cochran, [56] da målinger av radialhastigheten til Aldebaran, Arthur og Pollux viste en lang periodevariasjon, som kunne være forårsaket av tilstedeværelsen. av en substellar følgesvenn. Målingene gjort på Aldebaran antydet en følgesvenn med en minimumsmasse på 11,4 ganger Jupiters masse i en bane med en periode på 643 dager i en gjennomsnittlig avstand på 2 AU . Imidlertid viste alle de tre stjernene som ble undersøkt lignende svingninger, og studieforfatterne konkluderte med at variasjonene sannsynligvis var forårsaket av stjernens iboende egenskaper snarere enn en ledsagers gravitasjonseffekt. I 2015 viste en studie av Hatzes selv bevis på tilstedeværelsen av både en planetarisk følgesvenn og en stjerneaktivitet av stjernen, [57] som også bekreftet i 2018 av Farr et al. [4] [58] I 2019 en annen studie av Katja Reichert et al. fant ingen bevis for en planet med en periode på 629 dager. [59]

Nedenfor, en høyde av Aldebaran-systemet:

PlanetFyrMassePeriode kule.Sem. størreEksentrisitet
b ( omstridt)Gassgigant5,8 ± 0,7 M J [4]629 dager1,46 ± 0,27 AU0,1

Optiske følgesvenner

Fem svake stjerner vises nær nok til Aldebarans synsfelt til å bli betraktet som en assosiasjon av optiske binære filer. Disse stjernene har fått en sekundær stjernebetegnelse i alfabetisk rekkefølge, omtrent i rekkefølgen av oppdagelse, med bokstaven A reservert for den primære. Hovedkarakteristikkene til disse doble optikkene er vist i tabell [60] .

Noen observasjoner har indikert at Alpha Tauri B har omtrent samme egenbevegelse og samme Aldebaran - parallakse og dermed utgjør en fysisk binær . Imidlertid er nøyaktige målinger ganske vanskelige fordi den svake B-komponenten er for nær den lyse følgesvennen, [67] . Komponent B er en svak rød dverg av type M2, som, hvis den faktisk var gravitasjonsmessig knyttet til Aldebaran, ville vært plassert ved 650 astronomiske enheter fra hovedenheten. [59] Gitt sin spektralklasse bør den ha en masse på 0,15 M ☉ , en radius på 0,36 R ☉ og en lysstyrke på 0,0014 L ☉ [21] .

Alpha Tauri CD er nesten helt sikkert et binært system med de to komponentene C og D gravitasjonsbundet sammen og kretser rundt hverandre. De to stjernene befinner seg imidlertid mye lenger enn Aldebaran og er en del av Hyades-hopen, som ikke på noen måte samhandler med Aldebaran [62] [68] .

Etymologi og kulturell betydning

Aldebarans navn og deres betydninger

Navnet på stjernen stammer fra det arabiske الدبران , al-Dabarān , som betyr "forfølgeren", med henvisning til det faktum at den reiser seg etter Pleiadene og derfor ser ut til å følge dem. Opprinnelig ble navnet tilskrevet hele klyngen av Hyades, slik at Aldebaran ble kalt Nā᾽ir al Dabarān , "forfølgernes geniale", men deretter ble bruken begrenset til stjernen alene [69] .

Urbefolkningen i Arabia kalte Aldebaran Al Fanīḳ , "hingstkamelen", eller Al Fatīḳ , "den fete kamelen", eller også Al Muḥdij , "kamelen", som er Iadi "de små kamelene". Andre navn var Tāli al Najm og Hādī al Najm , som betyr «herskende stjerne», sannsynligvis også i dette tilfellet med henvisning til Pleiadene [69] .

For hinduistiske astronomer var Aldebaran Rohinī , som betyr "hjort", med henvisning til dens oransje farge. Det markerte en av de 27 nakshatraene som himmelhvelvet ble delt inn i i det gamle India [69] .

På grunn av presesjonen av jevndøgn var solen mellom 4000 f.Kr. og 1700 f.Kr. i stjernebildet Tyren under vårjevndøgn , som markerte begynnelsen av året. For dette var Aldebaran av spesiell betydning for de mesopotamiske folkene . I Persia for 5000 år siden ble den kalt Taschter , som betyr "skaperens Ånd", som forårsaket regn og syndflod, eller Sataves , som betyr "veilederen til de vestlige stjernene". Av samme grunn, blant jødene , var Āleph , det guddommelige øyet, den første bokstaven i alfabetet. I babylonsk astronomi ble den kalt, Ku , I-ku eller I-ku-u , "ledestjernen til alle stjerner", og, eldre, blant akkaderne ble den kalt Dil-Gan , "lysets budbringer" [ 69] .

Blant de gamle romerne ble Aldebaran kalt Parilicium , sammen med gruppen av Hyades, med henvisning til Parilia , en eldgammel pastoral fest for den romerske religionen som ble feiret 21. april til ære for numen Pale , noen ganger beskrevet som et enkelt geni, noen ganger som kvinnelig guddom. Aldebaran ble assosiert med denne festivalen da Aldebaran mot slutten av april setter seg i skumringen [69] .

I kultur

Mange av de kulturelle betydningene som Aldebaran har antatt, deles av den med stjernebildet den tilhører og med klyngen av Hyades. Sannsynligvis er Tyren en av de eldste konstellasjonene, siden den, som vi har sagt, markerte vårjevndøgn. Tyren har blitt identifisert i gresk mytologi med den der Zevs forvandlet seg til å kidnappe Europa . Det er også forestilt seg å lade den gigantiske Orion opp i himmelen : Aldebaran, gitt sin oransje farge, identifiseres med det blodskutte øyet til den pustende oksen, som ble lansert ved anklagen [70] .

Hyadene var nymfer i skogen, kildene og myrene, og navnet deres betyr faktisk "regnfullt". De ble forestilt å sørge over broren Ias død, og tårene deres ble identifisert med regn. Denne assosiasjonen mellom Aldebaran og de andre hyadene med regn stammer kanskje fra det faktum at i Hellas er de mest regnfulle årstidene våren, når hyadene går ned i skumringen, og høsten når hyadene står opp i skumringen [70] .

I det gamle Persia var Aldebaran en av de fire kongelige skytsstjernene på himmelen, som hadde tilsyn med de andre stjernene, de tre andre var Fomalhaut , Regulus og Antares . Aldebaran var vaktposten for stjernene i øst, Fomalhaut for de i nord, Regulus for de i sør og Antares for de i vest. Sannsynligvis har denne kulturelle referansen sin opprinnelse i det faktum at mellom 3000 og 2000 f.Kr. disse fire stjernene markerte de to solverv og de to jevndøgnene og delte derfor himmelen i fire deler. De fire stjernene ble deretter identifisert med de fire erkeenglene : Aldebaran med Michael , Fomalhaut med Gabriel , Regulus med Raphael og Antares med Uriel . Andre assosiasjoner er de med de fire ryttere i Apokalypsen eller med hestene som trakk vognene nevnt i Sakarjas bok . [16]

Polyneserne fra Manuae , Cookøyene , sier at Pleiadene opprinnelig var en enkelt stjerne, den klart lyseste på himmelen . Han skrøt av sin egen skjønnhet og dette gjorde guden Tana sint, som for å straffe stjernen ba om hjelp fra Mere ( Sirio ) og Aumea (Aldebaran). Mere kastet Aumea på den så voldsomt at den knuste den i seks deler, og genererte Pleiadene. Tana var fornøyd med resultatet, det samme var Mere, som dermed ble den klareste stjernen på himmelen, og Aumea, som ikke lenger så lyset skjult av det lysende nærliggende [70] .

Astrologisk sett bringer Aldebaran ære, intelligens, veltalenhet, beslutning, mot, voldsomhet, offentlig ære, rikdom, makt og ansvarsposisjoner, men disse fordelene antas å være ikke varige og er ofte forbundet med en tendens til vold [16] .

Sitater i skjønnlitteratur

Merknader

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p V * alf Tau - Variable Star , på SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 16. desember 2009 .
  2. ^ a b c F. van Leeuwen, Validering av den nye Hipparcos-reduksjonen , i Astronomy and Astrophysics , vol. 474, n. 2, 2007, s. 653-664, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . Hentet 10. mars 2012 .
  3. ^ a b c d Richichi & Roccatagliata , 2005.
  4. ^ a b c d e f g Will M. Farr et al., Aldebaran bs tempererte fortid avdekket i planetsøkedata ( PDF ), februar 2018.
  5. ^ McWilliam , s. 1091 , 1990.
  6. ^ a b c Hatzes & Cochran , s. 345 , 1993.
  7. ^ a b c A. Massarotti et al., Rotasjons- og radialhastigheter for et utvalg av 761 Hipparcos-giganter og binaritetens rolle , i The Astronomical Journal , vol. 135, n. 1, 2008, s. 209-231, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 135/1/209 . Hentet 19. mars 2012 .
  8. ^ Gjennomsnitt av Aldebaran overflatetemperaturmålinger rapportert av SIMBAD -nettstedet .
  9. ^ a b c d e f Piau , s. 5 , 2011.
  10. ^ Gjennomsnitt av Aldebaran-metallisitetsmålinger rapportert av SIMBAD -nettstedet .
  11. ^ Luciano Canepari , Aldebaran , i Il DiPI - Dictionary of Italian pronunciation , Zanichelli, 2009, ISBN 978-88-08-10511-0 .  
  12. ^ Bruno Migliorini et al. , Ark om lemmaet "Aldebaran" , i Dictionary of staving and pronunciation , Rai Eri, 2016, ISBN 978-88-397-1478-7 .  
  13. ^ Den nærmeste åpne klyngen til jorden .
  14. ^ David E. Falkner, The Winter Constellations , i The Mythology of the Night Sky , Patrick Moores Practical Astronomy Series, 2011, s. 19, DOI : 10.1007 / 978-1-4614-0137-7_3 , ISBN  978-1-4614-0136-0 .
  15. ^ a b James B. Kaler, Aldebaran , i Stars , 22. mai 2009. Hentet 20. desember 2009 .
  16. ^ a b c Aldebaran , i Constellations of Words . Hentet 8. april 2012 .
  17. ^ En deklinasjon på 16 ° N tilsvarer en vinkelavstand fra den nordlige himmelpolen på 74 °; som tilsvarer å si at nord for 74 ° N er objektet sirkumpolar, mens sør for 74 ° S stiger objektet aldri
  18. ^ Schaaf , s. 198-199 , 2008.
  19. ^ NM White, Måneokkultasjon av hyadene og diametrene til Alpha Tauri og Theta-1 Tauri , i The Astronomical Journal , vol. 84, 1979, s. 872-876, DOI : 10.1086 / 112489 . Hentet 1. mars 2012 .
  20. ^ Schaaf , s. 199 , 2008.
  21. ^ a b c d og Aldebaran 2 , på solstation.com . Hentet 21. mars 2012 .
  22. ^ GJ 3284 - Star in Cluster , på SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 21. mars 2012 .
  23. ^ GJ 3335 - Flare Star , på SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 21. mars 2012 .
  24. ^ LTT 11292 - Stjerne med høy properbevegelse , på SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 21. mars 2012 .
  25. ^ a b Schaaf , s. 203 , 2008.
  26. ^ Southern Stars Systems SkyChart III , Saratoga, California 95070, USA.
  27. ^ Schaaf , s. 207 , 2008.
  28. ^ Richichi & Percheron , 2002.
  29. ^ Evans et al ., 1980.
  30. ^ Ridgway et al , 1982.
  31. ^ White & Kreidl , 1984.
  32. ^ Richichi & Roccatagliata , s. 309-10 , 2005.
  33. ^ Richichi & Roccatagliata , s. 308 , 2005.
  34. ^ Gitt vinkelradiusen α til en stjerne og avstanden D, er radiusen gitt av ligningen :.
  35. ^ JT Bonnell, RA Bell, Ytterligere bestemmelse av tyngdekraften til kule kjempestjerner ved bruk av MGI- og MGH-funksjoner , i Montly Notices of the Royal Astronomic Society , vol. 264, 1993, s. 334-44, DOI : 10.1093 / mnras / 264.2.334 . Hentet 29. mars 2012 .
  36. ^ a b Robinson , s. 398 , 1998.
  37. ^ Hatzes & Cochran , s. 344 , 1993.
  38. ^ Harris & Lambert , 1984.
  39. ^ El Eid , s. 916 , 1994.
  40. ^ El Eid , 1994.
  41. ^ McWilliam , 1990.
  42. ^ N. Kovacs, Model-atmosfæreanalyse av høydispersjonsspektra av fire røde kjemper og superkjemper , i Astronomy and Astrophysics , vol. 120, n. 1, 1983, s. 21-35. Hentet 1. april 2012 .
  43. ^ MA Smith, JF Dominy, Makroturbulensens avhengighet av lysstyrke i tidlige stjerner av K-typen , i Astrophysical Journal , vol. 231, 1979, s. 477-490, DOI : 10.1086 / 157209 . Hentet 19. mars 2012 .
  44. ^ Hatzes & Cochran , 1993.
  45. ^ Det må derfor være en gassgigantisk planet .
  46. ^ Hatzes & Cochran , 1998
  47. ^ Hatzes , 2008
  48. ^ Planet Aldebaran b , på exoplanet.eu , Encyclopedia of Extrasolar Planets . Hentet 9. mars 2013 (arkivert fra originalen 13. september 2014) .
  49. ^ Spørring = alf Tau , på General Catalogue of Variable Stars , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 27. mars 2012 .
  50. ^ Krisciunas , 1992.
  51. ^ Robinson , s. 396 , 1998.
  52. ^ a b McMurry , s. 37 , 1999.
  53. ^ Wood , s. 947 , 2007.
  54. ^ K. Carpenter et al., GHRS Spectra of alpha Tau , i Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 26, 1994, s. 1380. Hentet 4. april 2012 .
  55. ^ Robinson , s. 413 , 1998.
  56. ^ AP Hatzes et al., Langtidsvariasjoner i radiell hastighet i tre K-giganter ( PDF ), i Astrophysical Journal , vol. 413, n. 1, 1993, s. 339-348.
  57. ^ AP Hatzes, Long-lived, long-period radial velocity variations in Aldebaran: A planetary companion and star aktivitet ( PDF ), 15. mai 2015, s. 18, Bibcode : 2015yCat..35800031H , DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201425519 , arXiv : 1505.03454 .
  58. ^ Planet Aldebaran b , i Encyclopedia of Exoplanets . Hentet 27. mai 2018 (arkivert fra originalen 13. september 2014) .
  59. ^ a b Katja Reichert et al., Nøyaktige radielle hastigheter til gigantiske stjerner. XII. Bevis mot den foreslåtte planeten Aldebaran b ( PDF ), 2019.
  60. ^ VizieR Detaljert side CCDM === 04359 + 1631 , på VizieR , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 1. april 2012 .
  61. ^ GJ 171.1 B - Stjerne i dobbeltsystem , på SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 1. april 2011 .
  62. ^ a b c RF Griffin, Alpha Tauri CD - En velkjent Hyades binær , i Astronomical Society of the Pacific , vol. 97, 1985, s. 858-859, DOI : 10.1086 / 131616 . Hentet 1. april 2012 .
  63. ^ ADS 3321 C - Star i dobbelt system , på SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 1. april 2012 .
  64. ^ ADS 3321 D-Star i dobbeltsystem , på SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 1. april 2012 .
  65. ^ BD + 16 629E - Stjerne i dobbelt system , på SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 1. april 2012 .
  66. ^ BD + 16 629F - Stjerne i dobbelt system , på SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 1. april 2012 .
  67. ^ A. Poveda, MA Herrera, C. Allen, G. Cordero, C. Lavalley, Statistiske studier av visuelle doble og multiple stjerner. II. En katalog over nærliggende brede binære og multiple systemer , i Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica , vol. 28, nei. 1, 1994, s. 43-89. Hentet 1. april 2012 .
  68. ^ KM Cudworth, Alpha-Tauri - another Hyades Binary , i Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 97, 1985, s. 348, DOI : 10.1086 / 131543 . Hentet 1. april 2012 .
  69. ^ a b c d e Allen , 1899.
  70. ^ a b c Schaaf , s. 200-202 , 2008.
  71. ^ Aldebar , på gdr-online.com . Hentet 7. april 2012 .

Bibliografi

Relaterte elementer

Andre prosjekter

Eksterne lenker