Anar al contingut

Algol

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Per a el llenguage de programació vore ALGOL.
Archiu:Position Beta Per.png
Posició de Algol
Algol A/B/C
Constelació Perseo
Ascensió recta 03 h 06 min 08.13 s
Declinació +40° 57′ 20.332″
Distància 93 anys llum
Magnitut visual +2.12
Magnitut absoluta −0.15
Lluminositat 98/3.4/4.1 L☉
Temperatura 6180 K
Massa 3.59/0.79/1.67 M☉
Ràdio 4.13/3.0/0.9 R☉
Tipo espectral B8V/K0IV/A5V
Velocitat radial 3.7 km/s
Atres noms β Persei, 26 Persei, HD 19356 / HR 936
HIP 14576 / SAO 45864

Algol (β Per / Beta Persei) és una estrela que lluïx en la constelació de Perseo. És una de les binarias eclipsantes millor conegudes, la primera d'este tipo en ser descoberta, i també una de les primeres estreles variables en general conegudes. La magnitut de Algol oscila regularment entre 2.3 i 3.5 en un periodo de 2 dies, 20 h i 49 min.

Com binaria eclipsante, en realitat consta de dos estreles que orbitan una entorn a l'atra. Degut a que la Terra es troba en la seua pla orbital, l'estrela més dèbil (Algol B) pansa front a l'estrela més lluenta (Algol A) una volta per òrbita, i la cantitat de llum que aplega a la Terra decreix temporalment. Per a ser més precisos, no obstant, Algol és un sistema estelar triple: la parella binaria eclipsante està separada per sol 0.062 unitats astronòmiques (au), mentres que la tercera estrela (Algol C) es troba a una distància mija de 2.69 au del parell i el seu periodo orbital és de 681 dies (1.86 anys). La massa total del sistema és aproximadament de 5.8 masses solars i la relació de masses entre A, B i C és 4.5: 1: 2.

Historial d'observacions

[editar | editar còdic]

La variabilitat de Algol va ser registrada per primera volta en l'Edat Moderna en 1670 per Geminiano Montanari, pero ya era coneguda des de l'antiguetat. Sembla prou clar que els egipcíacs fa tres milenis varen estudiar tal variabilitat i varen indicar que el periodo de Algol era de 2.85 dies. Per raons religioses, els antics egipcíacs varen registrar este periodo en un dels seus calendaris, que descriu eixos canvis repetitius. El calendari d'El Caire fins ara és el document històric més antic conservat del descobriment d'una estrela variable.[1][2][3]

Archiu:1e9m comparison.png
Comparació entre el tamany de Bellatrix, Algol B i el del Sol.

En 1881, l'astrònom de Harvard Edward Charles Pickering va presentar evidència de que Algol era en realitat un binario eclipsante. Açò es va confirmar uns anys més vesprada, en 1889, quan l'astrònom de Potsdam Hermann Carl Vogel va trobar canvis doppler periòdics en l'espectre de Algol, infiriendo variacions en la velocitat radial d'este sistema binario. D'esta forma Algol es va convertir en un dels primers binarios espectroscópicos coneguts. Joel Stebbins, de l'Observatori de l'Universitat d'Illinois, va utilisar un dels primers fotómetros de cèlules de seleni per a produir el primer estudi fotoeléctrico d'una estrela variable. La curva de llum va revelar el segon mínim i l'efecte de reflexió entre les dos estreles. Algunes dificultats per a explicar les característiques espectroscópiques observades varen dur a la conjectura de que una tercera estrela poguera estar present en el sistema; quatre décades més vesprada es va descobrir que esta conjectura era correcta.[4]

Archiu:Perseus constellation map.svg
Mapa de la constelació de Perseo.

El nom «Algol» significa ‘estrela endemoniada’; prové de l'àrap رأس الغول (Ras al-gul, ‘el cap del dimoni’), i provablement va ser cridada aixina pel seu peculiar comportament. Autors com Erwin Panofsky junt a Fritz Saxl en el llibre Mitologia clàssica en l'art medieval consideren que el nom «Ras al-gul» prové del desconeiximent que tenien sobre el mit de Perseo, per lo tant, varen interpretar que la figura de Perseo sostenia el cap d'un dimoni i no la de Medusa, d'ahí el seu nom. En époques en les que es creïa que el cel era immutable, el fet de que una estrela poguera variar de magnitut en cicles de casi exactament 68 hores i 49 minuts sol podia ser obra del Diable. En la constelació Perseo, representa l'ull de la gorgona Medusa.

Estudis sobre Algol varen dur a la Paradoxa de Algol en la teoria d'evolució estelar: encara que els components d'una estrela binaria es formen simultàneament, i les estreles massives evolucionen de forma molt més ràpida que les menys massives, es va observar que la més massiva Algol A està encara en la seua seqüència principal, mentres que la menys massiva Algol B és una estrela subgigante que es troba en una fase més tardana del seu desenroll. La paradoxa pot deure's pel mecanisme de transferència de massa: quan l'estrela més massiva es va convertir en sub-jaganta, va omplir la seua lòbul de Roche, i la major part de la seua massa va ser transferida a l'atra estrela, que està encara en la seua seqüència principal. En algunes binarias semblants a Algol pot vore's un fluix de gas entre els seus components.

Algol està a 92.8 anys llum del Sol; no obstant fa 7.3 millons d'anys va passar a tan sol 9.8 anys llum del sistema solar. i la seua magnitut aparent era al voltant de −2.5, considerablement més lluenta que l'estrela Siri actual. Degut a que la massa total del sistema Algol és al voltant de 5.8 voltes la massa solar, i a pesar de la gran distància en la seua aproximació més propenca, la seua influència gravitatoria pot haver segut suficient per a pertorbar la núvol de Oort del sistema solar i incrementar el número de cometes que ingressen en el sistema solar interior, encara que l'increment net en la taxa de craterizaació no es creu que haja segut molt elevat.[5]

Sistema

[editar | editar còdic]
Archiu:Algol AB movie imaged with the CHARA interferometer - labeled.gif
Algol Aa2 orbita Algol Aa1. Esta animació va ser ensamblada a partir de 55 imàgens de l'interferómetro CHARA en la banda H del infrarrojo propenc, ordenades segons la fase orbital. Degut a que algunes fases estan poc cobertes, Aa2 bota en alguns punts de la seua trayectòria.
interpolació
Interpolació de l'òrbita de Aa2 al voltant de Aa1 en foc en Aa1.

Algol és un sistema estelar múltiple en tres components estelars confirmats i dos sospitosos.[6] Des del punt de vista de la Terra, Algol Aa1 i Algol Aa2 formen una binaria eclipsante perque la seua pla orbital conté la llínea de visió cap a la Terra. La parella de binarias eclipsantes està separada entre sí per només 0.062 au, mentres que la tercera estrela del sistema (Algol Ab) es troba a una distància mija de 2.69 au de la parella, i el periodo orbital mutu del trio és de 681 dies terrestres. La massa total del sistema és d'unes 5.8 masses solars, i les proporcions de massa de Aa1, Aa2 i Ab són d'aproximadament 4.5 a 1 a 2.


Les tres components de l'estrela triple lluenta solien denominar-se β Per A, B i C, i a voltes encara es fa. El Washington Double Star Catalog les enumera com Aa1, Aa2 i Ab, en dos estreles molt dèbils, B i C, distants aproximadament un arcmin. Atres cinc estreles dèbils també apareixen com a companyeres.[7]

La parella propenca està formada per una estrela de seqüència principal B8 i una subgigante K0 molt manco massiva, que està molt distorsionada per l'estrela més massiva. Estes dos orbitan cada 2.9 dies i sofrixen els eclipses que fan variar la lluentor de Algol. La tercera estrela orbita entorn a estes dos cada 680 dies i és una estrela de seqüència principal de tipo A o F. Ha segut classificada com una estrela Am, pero ara es considera dubtós.[8]

Els estudis de Algol varen conduir a la paradoxa de Algol en la teoria de l'evolució estelar: encara que els components d'una estrela binaria es formen al mateix temps, i les estreles massives evolucionen molt més ràpit que les estreles menys massives, el component més massiu Algol Aa1 es troba encara en la seqüència principal, pero la menys massiva Algol Aa2 és una estrela subgigante en una etapa evolutiva posterior. La paradoxa pot resoldre's per mig de transferència de massa: quan l'estrela més massiva es va convertir en subgigante, va omplir el seu lòbul de Roche, i la major part de la massa es va transferir a l'atra estrela, que encara es troba en la seqüència principal. En algunes binarias similars a Algol pot vore's un fluix de gas.[9] El fluix de gas entre les estreles primària i secundària en Algol s'ha visualisat per mig de tomografía doppler.[10][11]


Este sistema també presenta rajos X i ones de radi[12] llamaradas. Es creu que les llamaradas de rajos X estan causades pels camps magnètics de les components A i B que interactuen en la transferència de massa.[13] Les llamaradas d'ones de radi podrien ser creades per cicles magnètics similars als de les taques solars, pero degut a que els camps magnètics d'estes estreles són fins a dèu voltes més fortes que el camp del Sol, estes llamaradas de ràdio són més potents i més persistents.[14][15] El component secundari va ser identificat com la font emissora de radi en Algol utilisant interferometría de molt llarga base per Lestrade i coautores.[16]

Els cicles d'activitat magnètica en la component secundària cromosféricament activa induïxen canvis en la seua ràdio de gir que s'han relacionat en variacions recurrents del periodo orbital de l'orde de Plantilla:Sfrac ≈10−5 per mig del mecanisme de Applegate.[17] La transferència de massa entre els components és chicoteta en el sistema Algol[18] pero podria ser una font significativa de canvi de periodo en atres Algol-type binaries.


Algol es troba a uns 92.8 anys llum del Sol, pero fa uns 7.3 millons d'anys va passar a 9.8 anys llum del sistema solar[19] i el seu magnitut aparent era d'aproximadament −2.5, considerablement més lluenta que l'estrela Siri en l'actualitat. Ya que la massa total del sistema de Algol és d'unes 5.8 masses solars, en el moment de major aproximació podria haver eixercit suficient gravetat com per a pertorbar alguna cosa el núvol de Oort del sistema solar i, per tant, aumentar el número de cometes que entren en el sistema solar interior. No obstant, es creu que l'aument real de colisions cometarias netes ha segut prou chicotet.[20]

Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ Porceddu, S.. “Evidence of Periodicity in Ancient Egyptian Calendars of Lucky and Unlucky Days”. Cambridge Archaeological Journal 18 (3): 327–339. Bibcode: 2008CArcJ..18..327P.
  2. ↑ Jetsu, L.. “Did the Ancient Egyptians Record the Period of the Eclipsing Binary Algol - The Raging One?”. The Astrophysical Journal 773 (1): A1 (14pp). Bibcode: 2013ApJ...773....1J.
  3. ↑ Jetsu, L.. “Shifting Milestones of Natural Sciences: The Ancient Egyptian Discovery of Algol's Period Confirmed”. PLOS ONE 10 (12): i.0144140 (23pp). doi:10.1371/journal.posa.0144140. PMID 26679699. Bibcode: 2015PLoSO..1044140J.
  4. ↑ L. Jetsu, S. Porceddu, J. Lyytinen, P. Kajatkari, J. Lehtinen, T. Markkanen, and J. Toivari-Viitala: “Did the ancient egyptians record the period of the eclipsing binary Algol - the Raging one?”, The Astrophysical Journal. ISSN 0004-637X (Print). ISSN 1538-4357 (Online). l Volume 773. Number 1. 2013/08/10.[1]
  5. ↑ J. García-SánchezThe Astronomical Journal.117(2)
    1042–55.doi:10.1086/300723.
  6. ↑ “Say Hello to Algol's New Companion Candidates” (2021). The Astrophysical Journal 920 (2). Bibcode: 2021ApJ...920..137J.
  7. ↑ “El CD-ROM d'estreles dobles de l'Observatori Naval d'Estats Units de 2001. I. The Washington Double Star Catalog” (2001). The Astronomical Journal 122 (6): 3466-3471. doi:10.1086/323920. Bibcode: 2001AJ....122.3466M.
  8. ↑ “Classificació espectral de Algol C” (2022). Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso) 50 (1). Bibcode: 2022JAVSO..50..123F.
  9. ↑ Pustylnik, Izold. “On Accretion Component of the Flare Activity in Algol”. Baltic Astronomy 4 (1-2): 64-78. doi:10.1515/astre-1995-0106. Bibcode: ..4...64P 1995BaltA. ..4...64P.
  10. ↑ “Tomografía Doppler de la corrent de gas en binarias Algol de periodo curt” (és) . The Astrophysical Journal 438: L103. doi:10.1086/187726. ISSN 0004-637X. Bibcode: R 1995ApJ...438L.103 R.
  11. ↑ “NUEVA EVIDENCIA DE INTERACCIONES MAGNÉTICAS ENTRE ESTRELLAS A PARTIR DE LA TOMOGRAFÍA DOPPLER TRIDIMENSIONAL DE BINARIAS DE ALGOL: β PER I RS VUL” . The Astrophysical Journal 760 (1): 8. ISSN 0004-637X. Bibcode: 2012ApJ...760....8R.
  12. ↑ “Ràdio Stars Beta Persei and Beta Lyrae” (en) . Nature 235 (5336): 270-271. ISSN 0028-0836. Bibcode: 1972Natur.235..270W.
  13. ↑ M.J. Sarna. “Activitat magnètica i evolució de les estreles tipo Algol - II”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 297 (3): 760-68. Bibcode: 1998MNRAS.297..760S.
  14. ↑ Blue, Charles E.. «edu/pr/2002/algol/ Binary Stars "Flare" With Predictable Cycles, Analysis of Radi Observations Reveals». National Ràdio Astronomy Observatory.
  15. ↑ “Anàlisis estadístic de senyes contínues de 5 anys sobre llamaradas de radi de β Persei, V711 Tauri, δ Librae i UX Arietis” (és) . The Astrophysical Journal Supplement Séries 147 (2): 337-361. ISSN 0067-0049. Bibcode: 2003ApJS..147..337R.
  16. ↑ “Identificació astrométrica VLBI de la regió emissora de radi en Algol i determinació de l'orientació de la binaria propenca” (en) . The Astrophysical Journal 410: 808. doi:10.1086/172798. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1993ApJ...410..808L.
  17. ↑ “Un mecanisme per a la modulació del periodo orbital en binarias propenques” . Astrophysical Journal, Part 1 385: 621-629. Bibcode: .621A 1992ApJ...385. .621A.
  18. ↑ Wecht, Kristen. Determinació de les taxes de pèrdua i transferència de massa de Algol (Beta Persei) a partir de l'anàlisis de les llínees d'absorció en els espectres UV obtinguts pel satèlit IUE.
  19. ↑
  20. ↑ J. García-Sánchez. “Trobades estelars en el Núvol de Oort basats en senyes de Hipparcos”. The Astronomical Journal 117 (2): 1042-55. doi:10.1086/300723. Bibcode: 1999AJ....117.1042G.


Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Algol&oldid=992364»