Aldebaran (ook genoem Alpha Tauri of α Tau) is ’n rooireusester sowat 65 ligjare van die Son af in die sterrebeeldBul (Taurus). Dit is die helderste ster in die sterrebeeld en gewoonlik die 14de helderste ster in die naglug, hoewel sy helderheid langsamerhand wissel tussen magnitude 0,75 en 0,95. Aldebaran het ’n planeet ’n paar keer so groot soos Jupiter met die naam Aldebaran b.
Die ster is koeler as die Son met ’n effektiewe temperatuur van 3 900 K, maar sy radius is sowat 44 keer dié van die Son en sy ligsterkte meer as 400 keer die Son s'n. Dit roteer stadig en neem 520 dae om ’n rotasie te voltooi.
Die ruimtetuig Pioneer 10 vlieg min of meer in Aldebaran se rigtig en sal oor sowat 2 miljoen jaar op sy naaste aan die ster wees.
Aldebaran is een van die maklikste sterre om te vind, deels omdat dit so helder is en deels omdat dit naby een van die opmerklikste asterismes in die lug is. As ’n mens die drie sterre van die Jagter se Belt volg in die teenoorgestelde rigting as Sirius, is die eerste helder ster wat jy sien Aldebaran.[15]
Die ster lê ook tussen die Aarde en die Hiades en dit lyk dus of dit die helderste lid van dié sterreswerm is; die swerm wat die bulkopvormige asterisme uitmaak, is egter meer as twee keer so ver: sowat 150 ligjare.[16]
Aldebaran is 5,47 grade suid van die sonnebaan en kan dus deur die Maan verduister word. ’n Reeks van 49 verduisterings het op 29 Januarie 2015 begin en op 3 September 2018 geëindig.[17] Dit was in die Noordelike Halfrond of naby die ewenaar sigbaar. ’n Aldebaran-verduistering is nie in Suid-Afrika sigbaar nie omdat dit te ver suid van die sonnebaan geleë is. Aldebaran is rondom 1 Junie elke jaar in konjunksie met die Son.[18]
’n Verduistering van Aldebaran deur die Maan. Aldebaran is die rooi kolletjie regs, wat op dié miniatuurweergawe van die foto skaars gesien kan word.
Op 11 Maart 509 is ’n Aldebaran-verduistering in Athene, Griekeland, waargeneem.[19] Die Engelse sterrekundige Edmund Halley het in 1718 tot die gevolgtrekking gekom dat Aldebaran se posisie sedertdien moes verander het en verskeie boogminute noordwaarts beweeg het. Dit, tesame met die waarneming van die veranderende posisies van die sterre Sirius en Arcturus, het tot die ontdekking van eiebeweging gelei. Volgens moderne waarnemings het Aldebaran se posisie in die afgelope 2 000 jaar 7 boogminute geskuif; rofweg ’n kwart van die deursnee van die volmaan.[20][21] Vanweë aksiale presessie was die herfsnagewening 5 000 jaar gelede naby Aldebaran.[22]
Die Engelse sterrekundige William Herschel het in 1782 ’n dowwe metgesel naby Aldebaran ontdek;[23] ’n ster van die 11de magnirude by ’n hoekskeiding van 117 boogsekondes. Dié het in 1888 geblyk self ’n dubbelster te wees, en nog ’n metgesel van die 14de magnitude is by ’n hoekskeiding van 31 boogesekondes ontdek. Later is met metings van eiebeweging ontdek Herschel se metgesel beweeg weg van Aldebaran en is dus nie fisiek verbind nie.
Eienskappe
’n Vergelyking in grootte tussen Aldebaran en die Son.
Aldebaran se sterreklassifikasie is die standaard vir K5+ III-sterre.[1] Sy spektrum wys dit is ’n reusester wat weg van die hoofreeks geëvolueer het nadat dit die waterstof in sy kern opgebruik het. Die instorting van die middel van die ster in ’n gedegenereerde heliumkern het ’n skil waterstof buite die kern laat ontbrand en Aldebaran is nou op die rooireustak van die Hertzsprung-Russell-diagram.[2]
Die effektiewe temperatuur van die ster se fotosfeer is 3 910 K. Sy metaalinhoud is sowat 30% laer as die Son s'n. Volgens parallaksmetings deur die Hipparcos-satelliet en ander bronne is Aldebaran sowat 65,3 ligjare van die Son af.[5] Sy massa is sowat 16% meer as die Son s'n,[7] maar sy ligsterkte is 518 keer dié van die Son vanweë sy uitgebreide radius, wat 44 keer die Son s’n is.[8]
Aldebaran is ’n effens veranderlike ster: ’n stadige onreëlmatige tipe met ’n wisseling in magnitude tussen 0,75 en 0,95 volgens historiese verslae.[4] Moderne studies toon ’n kleiner omvang, en sommige geen wisseling.[24] Hipparcos-fotometrie wys ’n omvang van net sowat 0,02 magnitudes en ’n moontlike periode van 18 dae.[25] Intensiewe grondgebaseerde fotometrie toon wisselings van tot 0,03 magnitudes en ’n moontlike periode van 91 dae.[24] Die ontleding van waarnemings oor ’n veel langer tydperk toon ’n omvang van waarskynlik minder as 0,1 magnitude, en die wisseling word as onreëlmatig beskou.[26]
Die ster verloor tans massa teen ’n tempo van (1-1,6) × 10-11 M⊙ jr.-1 (sowat een aardmassa elke 300 000 jaar) teen ’n snelheid van 30 km s-1.[27] Hierdie sterwind kan opgewek word deur die swak magneetvelde in die laer atmosfeer.[28]
Visuele metgeselle
Vyf dowwe sterre lê naby Aldebaran in die lug. Hierdie dubbelsterkomponente het Latynse hoofletters as name gekry min of meer in die volgorde waarin hulle ontdek is, met "A" wat vir die primêre ster gebruik word. Sommige eienskappe van die komponente word in die tabel onder aangedui, insluitende hulle posisie relatief tot Aldebaran.
Volgens sommige opnames het Alpha Tauri B dalk dieselfde eiebeweging en parallaks as Aldebaran en hulle kan dus ’n fisieke dubbelster wees. Hierdie metings is moeilik omdat die dowwe B-komponent so naby aan die helder hoofster is en die foutmarge te groot is om ’n fisieke verwantskap tussen die twee sterre vas te stel (of uit te sluit). Tot dusver kon geen uitsluitlike bewyse gekry word vir ’n fisieke verwantskap tussen Aldebaran en enige van die komponente nie.[30] Alpha Tauri B se spektraalklas word aangegee as M2,5.[31]
Alpha Tauri CD is ’n dubbelster met die komponente C en D wat deur swaartekrag verbind word en om mekaar wentel. Dié twee sterre lê ver van Aldebaran af en is lede van die Hiades-sterreswerm. Die ander lede van die sterreswerm het geen fisieke wisselwerking met Aldebaran nie.[23]
Planeet
In 2015 het ’n studie langtermynbewyse van ’n planeet getoon.[32] Daar is vasgestel Aldebaran b het ’n minimum massa van 5,8±0,7jupitermassas.[7]
Verwysings
↑ 1,01,1Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K.
↑ 2,02,1Stock, Stephan; Reffert, Sabine; Quirrenbach, Andreas; Hauschildt, P. (2018). "Precise radial velocities of giant stars. X. Bayesian stellar parameters and evolutionary stages for 372 giant stars from the Lick planet search". Astronomy and Astrophysics. 616: A33. arXiv:1805.04094. Bibcode:2018A&A...616A..33S. doi:10.1051/0004-6361/201833111.
↑ 6,06,1Ducati, J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
↑ 7,07,17,27,3Farr, Will M.; Pope, Benjamin J. S.; Davies, Guy R.; North, Thomas S. H.; White, Timothy R.; Barrett, Jim W.; Miglio, Andrea; Lund, Mikkel N.; Antoci, Victoria; Fredslund Andersen, Mads; Grundahl, Frank; Huber, Daniel (2018). "Aldebaran b's Temperate Past Uncovered in Planet Search Data". The Astrophysical Journal. 865 (2): L20. Bibcode:2018ApJ...865L..20F.
↑Können, G. P.; Meeus, J. (1972). "Occultation series of five stars". Journal of the British Astronomical Association. 82: 431. Bibcode:1972JBAA...82..431K.
↑Lynn, W. T. (1885). "Occultation of Aldebaran in the sixth century. - Bliss, Astronomer Royal". The Observatory. 8: 86. Bibcode:1885Obs.....8...86L.
↑Halley, Edmund (1717). "Considerations on the Change of the Latitudes of Some of the Principal Fixt Stars. By Edmund Halley, R. S. Sec". Philosophical Transactions. 30 (351–363): 736–738. Bibcode:1717RSPT...30..736H. doi:10.1098/rstl.1717.0025.
↑ 24,024,1Wasatonic, Rick; Guinan, Edward F. (1997). "Aldebaran: Discovery of Small Amplitude Light Variations". Information Bulletin on Variable Stars. 4480: 1. Bibcode:1997IBVS.4480....1W.
↑Percy, J. R.; Terziev, E. (2011). "Studies of "Irregularity" in Pulsating Red Giants. III. Many More Stars, an Overview, and Some Conclusions". Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso). 39 (1): 1. Bibcode:2011JAVSO..39....1P.
↑Ayres, Thomas R.; Brown, Alexander; Harper, Graham M. (November 2003). "Buried Alive in the Coronal Graveyard". The Astrophysical Journal. 598 (1): 610–625. Bibcode:2003ApJ...598..610A. doi:10.1086/378699.
↑Poveda, A.; et al. (April 1994). "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): 43–89. Bibcode:1994RMxAA..28...43P.
↑Bidelman, W. P. (1985). "G.P. Kuiper's spectral classifications of proper-motion stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 59: 197. Bibcode:1985ApJS...59..197B.
.jpg)
