Variabile Algol

Il prototipo di questo tipo di stelle variabili è Algol (Beta Persei). La variabilità di Algol è stata scoperta dall’astronomo italiano Geminiano Montanari nel 1669. Il meccanismo alla base della sua variabilità è stato invece spiegato per la prima volta da John Goodricke nel 1782. Attualmente sono note diverse migliaia di variabili Algol, l’ultima edizione del General Catalogue of Variable Stars (GCVS) del 2003 ne elenca 3554, circa il 9% di tutte le stelle variabili. Quando la componente più fredda del sistema binario passa davanti alla stella più calda, parte della luce di quest’ultima viene bloccata, e la luminosità totale del sistema binario vista dalla Terra subisce un calo temporaneo. Questo è il cosiddetto minimo primario. La luminosità totale può decrescere, in modo minore, anche quando la componente più calda passa davanti a quella più fredda; questo è il minimo secondario. Il periodo di tempo che intercorre tra due minimi primari è molto regolare, dipende dal moto di rivoluzione del sistema, il tempo cioè che impiegano le due componenti ad orbitare una intorno all’altra. Nella maggior parte dei sistemi binari le componenti sono abbastanza vicine, perciò il loro periodo è breve, di solito nell’ordine di pochi giorni. Il periodo più corto conosciuto è di circa 0,117 giorni (2,8 ore) e appartiene alla stella HW Virginis. Il più lungo è di circa 9892 giorni (27 anni) ed è della stella Epsilon Aurigae. Le stelle componenti di un sistema binario tipo Algol hanno forma sferica o, al massimo, leggermente ellissoidale. Questa caratteristica le differenzia delle variabili Beta Lyrae e dalle Variabili W Ursae Majoris, in cui le due componenti sono così vicine da essere fortemente deformate dagli effetti gravitazionali. Generalmente l’ampiezza della variazione di luminosità è nell’ordine di 1 magnitudine. La variazione più ampia conosciuta è di 3,4 magnitudini (V342 Aquilae). Le componenti dei sistemi tipo Algol possono avere un qualunque tipo spettrale, sebbene nella maggior parte dei casi esse sono di tipo B, A, F o G.
Nella tabella pubblicata su Wikipedia  sono elencate alcune delle variabili Algol più luminose.

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Perseo e la stella del diavolo

Perseo è una costellazione di 615 gradi quadrati che trovandosi a cavallo del 45° parallelo celeste culmina allo zenit durante il suo peregrinare attorno al Polo. Se non è sicuramente agevole osservare oggetti molto alti sull’orizzonte, si può però scegliere il momento più opportuno per individuare Perseo durante l’autunno e l’inverno.
Le stelle più brillanti della costellazione ricordano — molto vagamente — una K, ma non certamente un uomo con in mano una testa mozzata, come vorrebbe la sua origine leggendaria. La storia dell’infanzia del mitico Perseo ricorda in qualche modo quella di Mosè: se quest’ultimo, alla nascita, fu mandato alla deriva sul Nilo in un canestro di giunchi, Perseo, a causa di una sinistra profezia, fu invece rinchiuso con sua madre Danae in una cassa e gettato in mare. Approdati all’isola di Serifo, una delle Cicladi, il tiranno Polidette fece schiava Danae e allevò Perseo che, una volta adulto, fu inviato a prendere la testa di Medusa; ma non era un’impresa facile. Il terribile sguardo della gorgone aveva infatti il potere di pietrificare gli uomini, onde il nostro eroe dovette ricorrere a un espediente, facendosi consegnare da Ermes un elmo magico che l’avrebbe reso invisibile e da Minerva uno specchio. Con quest’insolito equipaggiamento si recò quindi nella dimora delle gorgoni. Vanitosa com’era, nonostante il capo anguicrinito, Medusa non resistette al desiderio di specchiarsi e in quel preciso istante Perseo, osservandone l’immagine riflessa, trasse la spada e la decapitò. Fu proprio la testa di Medusa a ispirare il nome della stella variabile a eclissi più famosa che si conosca: Beta Persei è infatti nota col nome di Algol, derivato dall’arabo Ras al-Ghul, che letteralmente significa ”la testa del demonio”. Venne ufficialmente scoperta da C. Montanari, astronomo della specola bolognese, nel 1668, ma non è escluso che fosse nota già da parecchio tempo, perché le sue fluttuazioni di luminosità sono facilmente visibili a occhio nudo, specialmente per osservatori scrupolosi ed esperti quali potevano essere, per esempio, gli antichi Babilonesi. Il periodo di Algol, determinato per la prima volta del giovane J. Goodricke nel 1782, è di 2,87 giorni e durante questo tempo la stella cala dalla magnitudo 2.1 sino alla 3.4; dopo essere risalita al massimo in una decina di ore, la luminosità si mantiene pressoché costante, finché, trascorso mezzo periodo, scende al minimo secondario, molto meno profondo e rilevabile soltanto tramite un fotometro; dopodiché torna al massimo e in questo modo il ciclo si chiude.
Ma come apparirebbe Algol a un ipotetico osservatore che potesse vederla da una di stanza ravvicinata? In base alla mèsse di osservazioni fotometriche e spettroscopiche ottenute a partire dalla fine del secolo scorso, gli astronomi hanno potuto stabilire che le mutue eclissi sono causate da due astri molto diversi; il primo, denominato Algol A, è un oggetto di classe spettrale B, di colore azzurro, con temperatura superficiale di 11.000 gradi e un raggio di 2 milioni di chilometri; il secondo — Algol B — è invece una stella arancione (e quindi decisamente più fredda), ma più grande della primaria, con un raggio di 2 milioni e mezzo di chilometri. Le 2 stelle, certamente deformate da marcate interazioni mareali, sono separate da una distanza di poco superiore alla somma dei 2 raggi, ma il sistema è talmente lontano — circa 100 anni luce — che nemmeno con i più potenti telescopi è possibile separarle; per riuscirvi, si dovrebbe infatti disporre di un obiettivo del diametro di oltre 60 metri posizionato al di fuori dell’atmosfera!
Beta Persei non è comunque soltanto una doppia, perché già all’inizio del secolo scorso gli astronomi si erano accorti di ritardi e anticipi delle variazioni di luminosità, dell’ordine di alcuni minuti, che si alternavano regolarmente secondo un ciclo di 1,82 anni e che si potevano spiegare solo ammettendo che una terza compagna, avente questo periodo, orbitasse attorno a un comune baricentro. L’esistenza di quest’ultima stella poté però essere confermata solo alcuni anni fa mediante spettri ottenuti al telescopio di 100 pollici di Monte Wilson durante i minimi principali; quando infatti l’intensa luce di Algol A si affievolisce, appaiono alcune debolissime righe dovute al ferro, al sodio e al calcio che mostrano, per effetto Doppler, spostamenti in perfetto accordo con l’ipotizzata velocità orbitale di questo terzo astro — Algol C — che si è stimato orbiti a una distanza media di 420 milioni di chilometri dalle altre due. Se tale è l’interesse, nonché il fascino esercitati da Algol, non bisogna tuttavia dimenticare che la stella più brillante della costellazione è in realtà Alfa Persei o Mirfak, vale a dire “gomito”, un termine molto curioso il cui significato non è, però, chiaro; altri la chiamano Al-genib, ossia ”il lato”, altra parola per la verità non meno enigmatica. È una stella bianco-gialla di classe spettrale F5 e con una temperatura superficiale di poco superiore a 6000 gradi e quindi poco più calda del Sole, la cui temperatura, com’è noto, è di 5500 gradi. La luminosità è, però, ben 6600 volte maggiore a quella della nostra stella, il che la pone nel ramo delle supergiganti, in alto a destra del celebre diagramma H-R (di Hertzsprung-Russel, detto anche diagramma colore-luminosità). Per quanto invece concerne la massa, la possiamo determinare facilmente se teniamo presente che per le stelle giganti la luminosità totale è approssimativamente proporzionale al cubo della massa; per Mirfak il valore ammonta a una 20-ina di masse solari. Se un astro cosi massiccio e intrinsecamente luminoso appare come una stella di seconda grandezza, ciò è dovuto ovviamente al fatto che è molto distante; tenuto in debito conto l’assorbimento operato dal piano galattico, si è potuto determinare per Alfa Persei, ricorrendo al metodo della parallasse spettroscopica, un valore prossimo a 600 anni luce; a una tale distanza il Sole non sarebbe forse visibile neppure in un 10×50!
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Vedi anche articolo “La stella del diavolo” pubblicato sul nostro sito il 26/09/2010

La stella del diavolo

La stella Beta della costellazione del Perseo si chiama Algol. Il nome Algol significa dall’arabo stella del diavolo; e questo nome deriva probabilmente proprio dal suo comportamento.
Si tratta della più famosa delle stelle variabili, prototipo delle binarie a eclisse dette appunto “tipo Algol”, caratterizzate da una netta separazione fra le componenti, che mantengono perciò una forma approssimativamente sferica. La variabilità di Algol fu scoperta da Geminiano Montanari nel 1667 e il suo periodo da John Goodricke nel 1782, che suggerì anche correttamente che la causa della variazione dovesse essere attribuita all’eclisse parziale di una stella da parte di un compagno. L’ipotesi venne confermata spettroscopicamente nel 1889 da H. C. Vogel.
L’osservazione diretta delle variazioni luminose di Algol è uno spettacolo che qualsiasi astrofilo non può perdere. Se si inizia ad osservare nel momento del minimo la vedremo salire al massimo, diventando tre volte più brillante (dalla magnitudine 3,4 alla 2,1) in poche ore.
Ma ancora più repentina (e spettacolare) è la variazione dal massimo al minimo. La discesa al minimo e la successiva risalita durano globalmente dieci ore, ma la stella passa dalla magnitudine 2,2 alla 3,1 in sole 3,3 ore e alla 3,4 in 4,1 ore. La risalita alla magnitudine 2,2 è appena un po’ più lunga, 5,8 ore. Il periodo di Algol è esattamente di 2,86739 giorni.
La distanza della coppia è di 93 anni luce. La stella primaria è di tipo spettrale B8V, diametro 2,9 e massa 3,7 volte quelli del Sole, luminosità 120 volte superiore (magnitudine assoluta -0,4), temperatura superficiale 13.000 K. La compagna è di tipo spettrale K2, diametro 3,5 e massa 0,81 volte quelli del Sole, magnitudine assoluta 3,1 (cinque volte più luminosa del Sole), temperatura 4500 K.
La separazione fra le due stelle è di 10,8 milioni di chilometri. Durante l’eclisse, il 79% della primaria è nascosto dalla secondaria. C’è anche un minimo secondario quando la primaria nasconde la secondaria, visibile però solo per via fotoelettrica.
Esiste anche una terza stella, leggermente più luminosa della secondaria, di tipo spettrale F1, diametro 1,4 e massa 1,6 volte quelli del Sole, temperatura 7000 K, orbitante a 280 milioni di chilometri di distanza con un periodo di 1,862 anni su una traiettoria fortemente inclinata.
La secondaria ha una superficie molto attiva, coperta da molte macchie, e una corona osservabile in onde radio e in raggi X. Essa ha riempito il proprio Lobo di Roche e ad ogni piccola espansione ulteriore un sottile getto di gas si allontana dalla fotosfera a più di 500 Km/s e precipita sulla primaria, generando nel punto colpito una macchia calda a 100.000 K di temperatura. A causa del piccolo angolo di caduta del getto sulla primaria, questo forma attorno ad essa un disco di accrescimento asimmetrico e fortemente variabile, forse a causa dell’irregolarità con la quale il getto “trabocca” dal Lobo di Roche della secondaria.
(da I nomi delle stelle di Gabriele Vanin pagina 101)