Perseusz (gwiazdozbiór)

StarsEdit

Algol (z arabskiego رأس الغول Ra’s al-Ghul, co oznacza Głowa Demona), znany również pod oznaczeniem Bayera Beta Persei, jest najbardziej znaną gwiazdą w Perseuszu. W mitologii greckiej reprezentuje głowę Meduzy, w mitologii egipskiej nazywana była Horusem, a w hebrajskiej Rosh ha Satan („Głowa Szatana”). Znajduje się w odległości 92,8 lat świetlnych od Ziemi, a jej jasność zmienia się od minimum 3,5 do maksimum 2,3 w okresie 2,867 dnia.Układ gwiazdowy jest prototypem grupy zaćmiewających gwiazd podwójnych zwanych zmiennymi Algol, choć ma trzeciego członka, który tworzy to, co jest w rzeczywistości potrójnym układem gwiazd. Najjaśniejszym składnikiem jest niebiesko-biała gwiazda ciągu głównego o typie widmowym B8V, która jest 3,5 razy masywniejsza i 180 razy jaśniejsza od Słońca. Składnikiem wtórnym jest pomarańczowa gwiazda typu subgigant K0IV, która zaczęła się ochładzać i rozszerzać do 3,5-krotności promienia Słońca, ma 4,5-krotnie większą jasność i 80% masy. Te dwie gwiazdy dzieli zaledwie 0,05 jednostki astronomicznej (AU) – pięć procent odległości między Ziemią a Słońcem; główne obniżenie jasności powstaje, gdy większa, słabsza towarzyszka przechodzi przed gorętszą, jaśniejszą gwiazdą główną. Składnik trzeciorzędowy jest gwiazdą ciągu głównego typu A7, która znajduje się średnio 2,69 AU od pozostałych dwóch gwiazd. AG Persei to kolejna zmienna typu Algol w Perseuszu, której głównym składnikiem jest gwiazda ciągu głównego typu B o jasności 6,69 magnitudo. Phi Persei jest gwiazdą podwójną, choć oba składniki nie zaćmiewają się wzajemnie. Pierwotna gwiazda jest gwiazdą typu B0,5, prawdopodobnie olbrzymem, a wtórny towarzysz jest prawdopodobnie pozostałością po gwieździe. Ma ona typ widmowy podobny do podkarłów typu O.

Z historyczną nazwą Mirfak (po arabsku łokieć) lub Algenib, Alfa Persei jest najjaśniejszą gwiazdą tej konstelacji z jasnością pozorną 1,79. Supergigant typu widmowego F5Ib, znajdujący się około 590 lat świetlnych od Ziemi, Mirfak ma 5000 razy większą jasność i 42 razy większą średnicę od naszego Słońca. Jest ona najjaśniejszym członkiem Gromady Alfa Persei (znanej również jako Melotte 20 i Collinder 39), która jest gromadą otwartą zawierającą wiele jasnych gwiazd. Sąsiednie jasne gwiazdy, które są jej członkami to gwiazdy Be: Delta (wielkość 3,0), Psi (4,3) i 48 Persei (4,0); zmienna Beta Cephei Epsilon Persei (2,9); oraz gwiazdy 29 (5,2), 30 (5,5), 31 (5,0) i 34 Persei (4,7). Pobliska Iota Persei o magnitudzie 4,05 jest uważana za członka grupy, ale w rzeczywistości znajduje się zaledwie 34 lata świetlne od nas. Gwiazda ta jest bardzo podobna do naszego Słońca, świecąc z jasnością 2,2 razy większą od niego. Jest to żółta gwiazda ciągu głównego o typie widmowym G0V. Szeroko zakrojone poszukiwania nie znalazły dowodów na to, że posiada ona układ planetarny.

Zeta Persei jest trzecią najjaśniejszą gwiazdą w gwiazdozbiorze z magnitudo 2,86. Oddalona o około 750 lat świetlnych od Ziemi, jest niebiesko-białym supergigantem o promieniu 26-27 razy większym od promienia Słońca i 47 000 razy większym od jego jasności. Jest najjaśniejszą gwiazdą (widzianą z Ziemi) ruchomej grupy jasnych niebiesko-białych olbrzymów i supergwiazd, Stowarzyszenia OB2 Perseusza lub Stowarzyszenia Zeta Persei. Zeta jest układem potrójnym, z towarzyszącą jej niebiesko-białą gwiazdą ciągu głównego o typie widmowym B8 i widocznej magnitudzie 9,16, oddaloną o około 3 900 AU od gwiazdy głównej, oraz białą gwiazdą ciągu głównego o magnitudzie 9,90 i typie widmowym A2, oddaloną o około 50 000 AU, która może, ale nie musi być związana grawitacyjnie z pozostałymi dwiema. X Persei jest układem podwójnym w tej asocjacji; jeden składnik to gorąca, jasna gwiazda, a drugi to gwiazda neutronowa. Z jasnością pozorną 6,72 jest zbyt słaba, by dostrzec ją gołym okiem nawet w idealnych ciemnościach. Układ jest źródłem promieniowania rentgenowskiego, a gwiazda główna wydaje się być w trakcie znacznej utraty masy. Omicron Persei (Atik), niegdyś uważany za członka Asocjacji OB2 w Perseuszu, jest układem wielokrotnym gwiazd o łącznej jasności wizualnej 3,85. Składa się on z dwóch niebiesko-białych gwiazd – olbrzyma klasy widmowej B1,5 i gwiazdy ciągu głównego B3 – które krążą wokół siebie co 4,5 dnia i są zniekształcone w jajowate figury z powodu ich niewielkiej separacji. Układ ma jeszcze trzecią gwiazdę, o której niewiele wiadomo. Szacuje się, że w odległości 1475 lat świetlnych od Ziemi, system leży zbyt daleko od centrum grupy Zeta Persei, aby do niej należeć.

GRO J0422+32 (V518 Persei) to kolejna rentgenowska gwiazda podwójna w Perseuszu. Jednym z jego składników jest czerwona gwiazda karłowata typu widmowego M4.5V, która co 5,1 godziny okrąża tajemniczy, gęsty i ciężki obiekt – być może czarną dziurę. Układ ten jest nowością rentgenowską, co oznacza, że doświadcza okresowych wybuchów w paśmie rentgenowskim widma elektromagnetycznego. Jeśli układ rzeczywiście zawiera czarną dziurę, byłaby ona najmniejszą, jaką kiedykolwiek zarejestrowano. Dalsze analizy w 2012 roku pozwoliły obliczyć masę 2,1 masy Słońca, co rodzi pytania, czym właściwie jest ten obiekt, gdyż wydaje się być zbyt mały, by być czarną dziurą.

GK Persei, znana również jako Nova Persei 1901, to jasna gwiazda, która pojawiła się w połowie drogi między Algolem a Deltą Persei. Odkryta 21 lutego 1901 roku przez szkockiego astronoma amatora Thomasa Davida Andersona, osiągnęła maksimum przy magnitudzie 0,2 – prawie tak jasna jak Capella i Wega. Zanikła do magnitudo 13 około 30 lat po swojej szczytowej jasności. Xi Persei, tradycyjnie znana jako Menkhib, niebieski olbrzym o typie widmowym O7III, jest jedną z najgorętszych jasnych gwiazd na niebie, o temperaturze powierzchni 37 500 K. Jest jedną z masywniejszych gwiazd, o masie od 26 do 32 mas Słońca, i świeci 330 000 razy jaśniej niż nasze Słońce.

Nazywana Gorgonea Tertia, Rho Persei zmienia jasność jak Algol, ale jest gwiazdą pulsującą, a nie zaćmieniową. Na zaawansowanym etapie ewolucji gwiezdnej, jest to czerwony olbrzym, który po raz drugi rozszerzył się, by mieć promień około 150 razy większy od promienia naszego Słońca. Jej hel został stopiony w cięższe pierwiastki, a jej jądro składa się z węgla i tlenu. Jest to gwiazda zmienna półregularna typu Mu Cephei, której magnitudo pozorne waha się między 3,3 a 4,0 z okresami 50, 120 i 250 dni. Gromada Podwójna zawiera trzy jeszcze większe gwiazdy, każda o średnicy ponad 700 promieni słonecznych: S, RS i SU Persei są wszystkie półregularnymi pulsującymi supergwiazdami typu M. Gwiazdy te nie są widoczne gołym okiem; SU Persei, najjaśniejsza z tej trójki, ma jasność pozorną 7,9 i dlatego jest widoczna przez lornetkę. AX Persei to kolejna gwiazda podwójna, której głównym składnikiem jest czerwony olbrzym w zaawansowanej fazie ewolucji gwiazdowej, który przenosi materiał na dysk akrecyjny wokół mniejszej gwiazdy. Układ ten jest jednym z niewielu zaćmieniowych symbiotycznych układów podwójnych, ale jest nietypowy, ponieważ gwiazda wtórna nie jest białym karłem, lecz gwiazdą typu A. DY Persei jest gwiazdą zmienną, która jest prototypem zmiennych DY Persei, które są bogatymi w węgiel zmiennymi R Coronae Borealis, wykazującymi zmienność asymptotycznych gwiazd z gałęzi olbrzymiej. Sama DY Persei jest gwiazdą węglową, zbyt słabo widoczną przez lornetkę, z jasnością pozorną 10,6.

Siedem gwiazd w Perseuszu ma układy planetarne. V718 Persei to gwiazda w młodej gromadzie otwartej IC 348, która wydaje się być okresowo zaćmiewana przez olbrzymią planetę co 4,7 roku. Jest to obiekt o maksymalnej masie 6 razy większej od masy Jowisza i promieniu orbitalnym 3,3 AU.

Obiekty głębokiego niebaEdit

Płaszczyzna galaktyczna Drogi Mlecznej przechodzi przez Perseusza, ale jest znacznie mniej widoczna niż w innych miejscach na niebie, ponieważ jest w większości przesłonięta przez chmury molekularne. Ramię Perseusza jest spiralnym ramieniem galaktyki Drogi Mlecznej i rozciąga się na całym niebie od gwiazdozbioru Kasjopei przez Perseusza i Aurigę do Gemini i Monoceros. Ten odcinek znajduje się w kierunku krawędzi galaktyki.

Wewnątrz Ramienia Perseusza leżą dwie gromady otwarte (NGC 869 i NGC 884) znane jako Gromada Podwójna. Czasami nazywane odpowiednio h i Chi (χ) Persei, są one łatwo widoczne przez lornetki i małe teleskopy. Obie leżą ponad 7000 lat świetlnych od Ziemi i są oddalone od siebie o kilkaset lat świetlnych. Obie gromady mają wielkość około 4 magnitudo i średnicę 0,5 stopnia. Obie są gromadami Trumplera klasy I 3 r, choć NGC 869 jest gromadą klasy f Shapleya, a NGC 884 jest gromadą klasy e Shapleya. Klasyfikacje te wskazują, że obie są dość bogate (gęste); NGC 869 jest bogatsza z tej pary. Obie gromady wyróżniają się z otaczającego je pola gwiazdowego i są wyraźnie skoncentrowane w swoich centrach. Składające się na nie gwiazdy, w liczbie ponad 100 w każdej gromadzie, mają szeroki zakres jasności.

M34 jest gromadą otwartą, która pojawia się przy magnitudzie 5,5 i znajduje się około 1500 lat świetlnych od Ziemi. Zawiera ona około 100 gwiazd rozproszonych w polu widzenia większym niż Księżyc w pełni. M34 może być dostrzeżona przy dobrym wzroku, ale najlepiej oglądać ją przez teleskop przy małych powiększeniach. IC 348 to nieco młoda gromada otwarta, która wciąż znajduje się w mgławicy, z której uformowały się jej gwiazdy. Znajduje się ona około 1027 lat świetlnych od Ziemi, ma około 2 miliony lat i zawiera wiele gwiazd z dyskami okołogwiazdowymi. Wiele brązowych karłów zostało odkrytych w tej gromadzie ze względu na jej wiek; ponieważ brązowe karły stygną z wiekiem, łatwiej jest je znaleźć w młodszych gromadach.

W Perseuszu znajduje się wiele mgławic. M76 jest mgławicą planetarną, zwaną również Małą Mgławicą Hantle. Ma wymiary dwie minuty łuku na jedną minutę łuku i jasność pozorną 10,1 magnitudo. NGC 1499, znana również jako Mgławica Kalifornia, jest mgławicą emisyjną, która została odkryta w latach 1884-85 przez amerykańskiego astronoma Edwarda E. Barnarda. Jest ona bardzo trudna do zaobserwowania wizualnie, ponieważ jej niska jasność powierzchniowa sprawia, że wydaje się ona ciemniejsza niż większość innych mgławic emisyjnych. NGC 1333 jest mgławicą refleksyjną i regionem gwiazdotwórczym. Perseusz zawiera również gigantyczny obłok molekularny, zwany Obłokiem Molekularnym Perseusza; należy on do Ostrogi Oriona i znany jest z niskiego tempa tworzenia gwiazd w porównaniu z podobnymi obłokami.

Perseusz zawiera kilka godnych uwagi galaktyk. NGC 1023 to galaktyka spiralna z poprzeczką o magnitudzie 10,35, znajdująca się około 30 milionów lat świetlnych (9,2 miliona parseków) od Ziemi. Jest ona głównym członkiem grupy galaktyk NGC 1023 i być może oddziałuje z inną galaktyką. NGC 1260 jest soczewkowatą lub ciasno zwiniętą galaktyką spiralną w odległości około 76,7 miliona lat świetlnych (23,5 miliona parseków) od Ziemi. Była ona galaktyką goszczącą supernową SN 2006gy, jedną z najjaśniejszych, jakie kiedykolwiek zarejestrowano. Jest członkiem Gromady Perseusza (Abell 426), masywnej gromady galaktyk położonej 76,6 miliona ly (23,5 miliona pc) od Ziemi. Z przesunięciem ku czerwieni 0,0179, Abell 426 jest najbliższą Ziemi dużą gromadą. NGC 1275, składnik gromady, jest galaktyką Seyferta zawierającą aktywne jądro, które wytwarza dżety materii, otaczające galaktykę masywnymi bańkami. Pęcherzyki te tworzą fale dźwiękowe, które przemieszczają się przez Gromadę Perseusza, brzmiąc jak B flat 57 oktaw poniżej środkowego C. Galaktyka ta jest galaktyką typu cD, która w ciągu swojego istnienia przeszła wiele fuzji galaktycznych, o czym świadczy otaczający ją „system wysokiej prędkości” – pozostałości po mniejszych galaktykach. Jej aktywne jądro jest silnym źródłem fal radiowych. 3C 31 jest aktywną galaktyką i źródłem fal radiowych w Perseuszu 237 milionów lat świetlnych od Ziemi (redshift 0,0173). Jej dżety, powodowane przez supermasywną czarną dziurę w jej centrum, rozciągają się na kilka milionów lat świetlnych w przeciwnych kierunkach, co czyni je jednymi z największych obiektów we wszechświecie.

Pokazy meteorówEdit

Perseidy są wybitnym corocznym deszczem meteorów, które wydają się promieniować z Perseusza od połowy lipca, osiągając szczyt aktywności między 9 a 14 sierpnia każdego roku. Związane z kometą Swift-Tuttle, są obserwowane od około 2 000 lat. Wrześniowe Perseidy Epsilon, odkryte w 2012 roku, są deszczem meteorów z nieznanym ciałem macierzystym w Obłoku Oorta.