Algol (gwiazda)

Algol (Beta Persei, β Per)

Algol, znany również jako Beta Persei, to gwiazda zmienna znajdująca się w gwiazdozbiorze Perseusza.

Nazwa

Tradycyjne miano tej gwiazdy, Algol, pochodzi z arabskiego ‏رأس الغول‎ Ra᾽s al Ghul, co tłumaczy się jako „Głowa Demona”. W kulturze hebrajskiej gwiazda była znana jako ‏ראש השטן‎ Rōsh ha Sāṭān, co oznacza „Głowa Diabła”, oraz ‏לילית‎ Lilith. Przez wieki astrologowie przypisywali tej gwieździe negatywne oddziaływanie na ludzi, a „demoniczne” nazwy były związane z zauważalnymi zmianami jasności. W Almageście Ptolemeusza gwiazda ta została opisana jako „jasna w głowie Gorgony”, ponieważ wraz z trzema innymi gwiazdami miała symbolizować głowę Meduzy, pokonanej przez Perseusza. W 2016 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna formalnie zatwierdziła nazwę Algol dla tej gwiazdy.

Charakterystyka obserwacyjna

Zmienność blasku

Algol zazwyczaj jest drugą najjaśniejszą gwiazdą w gwiazdozbiorze Perseusza, a jego obserwowana magnituda wynosi około 2,1m. Co 2,8673 doby (2 dni 20 godzin 49 minut) jego jasność spada do około 30% tej wartości (3,4m) na około 10 godzin, po czym wraca do normalnego poziomu.

Jako pierwszy zmienność Algola opisał Geminiano Montanari w około 1667 roku. Regularną i periodyczną naturę tej zmienności odkrył John Goodricke w 1782 lub 1783 roku, który również jako pierwszy prawidłowo wyjaśnił jej przyczynę. Algol jest układem zaćmieniowym, w którym jaśniejszy składnik jest regularnie przesłaniany przez słabszy.

Periodyczną zmienność Algola dostrzegli znacznie wcześniej starożytni Egipcjanie. Analiza tzw. „Kalendarza Kairskiego”, papirusu datowanego na około 1200 p.n.e., wykazała, że Egipcjanie ustalili okres tej zmienności na 2,85 dnia.

Algol jest jednym z pierwszych znanych układów spektroskopowo podwójnych. Odkryte w 1889 roku przez Hermanna Vogla przesunięcia dopplerowskie linii widmowych umożliwiły wyznaczenie krzywych zmian prędkości radialnej, co potwierdziło podwójną naturę gwiazdy.

Na cześć Algola nazwano całą grupę gwiazd zmiennych typu Algol.

Ruch własny

Algol w swoim ruchu wokół Centrum Galaktyki oddala się obecnie od Słońca, jednak 6,9 miliona lat temu (w miocenie) przeszedł blisko Układu Słonecznego. Wówczas znajdował się w odległości 2,4–2,7 pc (7,8–8,8 roku świetlnego) od Słońca, co jest odległością podobną lub mniejszą niż obecnie dzieli Słońce od Syriusza. Z powodu dużej masy układu (łącznie 5,8 M☉) mógł on znacząco wpłynąć na orbity komet z obłoku Oorta, bardziej niż jakakolwiek inna gwiazda, która minęła Słońce w ciągu ostatnich 10 milionów lat.

Charakterystyka fizyczna

Algol to układ potrójny, składający się z ciasnej pary gwiazd obieganej przez trzeci składnik, a także posiadającego wielu optycznych towarzyszy.

Beta Persei Aa

Płaszczyzna orbity centralnego układu podwójnego znajduje się niemal na naszej linii widzenia, co powoduje, że regularnie obserwuje się zaćmienia jaśniejszego składnika przez słabszy. Częściowe zaćmienia słabszego składnika przez jaśniejszy są niewidoczne gołym okiem, ale można je wykryć za pomocą sprzętu pomiarowego. Najjaśniejsza gwiazda układu (β Per Aa1, właściwy Algol) należy do typu widmowego B8 V. Jej temperatura wynosi 12 500 K, a jasność jest 95 razy większa niż Słońca w zakresie widzialnym (170 razy większa przy uwzględnieniu znacznej emisji w ultrafiolecie). Gwiazda ta ma masę 3,6 razy większą niż Słońce oraz promień 2,9 R☉, a jej kształt jest bliski kulistemu.

Drugi składnik układu zaćmieniowego (β Per Aa2) to podolbrzym typu K0 IV. Jego temperatura wynosi zaledwie 4500 K, a jasność jest 4,5 razy większa niż Słońca. Ta gwiazda ma masę około 0,8 M☉ i średni promień około 3,5 razy większy niż promień Słońca; wypełnia swoją powierzchnię Roche’a i jest widocznie odkształcona przez grawitacyjne oddziaływanie towarzysza. Odległość między gwiazdami wynosi tylko 9,9×10^6 km.

Paradoks Algola

Jaśniejszy i bardziej masywny składnik Beta Persei Aa1 jest gwiazdą ciągu głównego, podczas gdy składnik Aa2, mniej masywny, jest podolbrzymem, co oznacza, że znajduje się na późniejszym etapie ewolucji. To wydaje się paradoksalne, ponieważ masywniejsze gwiazdy ewoluują szybciej. Zjawisko to można wyjaśnić procesem wymiany masy między gwiazdami, który miał miejsce w przeszłości. Gwiazdy są na tyle blisko siebie (5% odległości między Ziemią a Słońcem), że gdy pierwotnie masywniejszy składnik Aa2 osiągnął duże rozmiary i wypełnił swoją powierzchnię Roche’a, znaczna część jego materii została przyciągnięta przez mniejszą towarzyszkę.

Beta Persei Ab

Centralną parę okrąża składnik Beta Persei Ab, biała gwiazda typu A7m, oddalona od niej o 0,094″, a jej orbita ma mimośród równy 0,22. Okres obiegu wynosi 679,9 doby. Istnienie tego składnika było podejrzewane przez Franka Schlesingera i Deana McLaughlina na początku XX wieku, a jego istnienie zostało potwierdzone przez obserwacje spektroskopowe Josepha Pearce’a w latach 30. XX wieku oraz w kolejnych latach 50. Orbita została wyznaczona dopiero w latach 90. XX wieku za pomocą interferometrii optycznej.