Algol (estrella doble) – Notas leídas

Algol es la segunda estrella más brillante de la constelación de Perseo y es una de las estrellas de eclipse más conocidas por los astrónomos, y una de las primeras en ser catalogadas por su variabilidad en brillo.

Resumen

[ hide ]

  • 1 Características
  • 2 Curva de luz Algol
  • 3 Curva de velocidad radial
  • 4 Paradoja de Algol
  • 5 Fuente

Las características

La magnitud de Algol oscila regularmente entre 2,3 y 3,5 con un período de 2 días, 20 horas y 49 minutos. La variabilidad de Algol, ya conocida por los árabes, fue descubierta en 1669 por el astrónomo boloñés Geminiano Montanari, cuando se conocía desde la Antigüedad. Algol significa “la cabeza del diablo” o “la estrella demoníaca”. Su nombre probablemente se deba al comportamiento que los antiguos astrónomos observaron allí. Alguna vez se consideró que los cielos eran inmutables, por lo que la variabilidad de una estrella solo podía ser obra del Diablo.

En la constelación de Perseo, representa el ojo de la gorgona Medusa, el ser que el héroe decapitó en el famoso cuento mitológico. La explicación física de su comportamiento la dio en 1782 el inglés John Goodricke. Las observaciones radioastronómicas llevaron, en 1971, al descubrimiento de que Algol es una fuente de emisiones de radio debido, al parecer, al intercambio de sustancias gaseosas entre los dos componentes principales del sistema. Algol es el prototipo de las Eclipse Variables, estrellas dobles en las que un componente oculta periódicamente al otro, provocando una disminución de la luminosidad. En el caso de Algol, la estrella más brillante del sistema es eclipsada cada 68,8 horas por una estrella más débil, ubicada a 10 millones de kilómetros de la primera.

Curva de luz algol

A finales del siglo XVIII, el astrónomo aficionado inglés John Goodricke señaló que el brillo de Algol varía regularmente durante un período de 20 horas y 49 minutos. Para caracterizar el período de una estrella, implementamos la noción de fase: la fase en un tiempo expresada en fracciones de período P. La fase se calcula tomando un determinado instante como instante inicial y asignándole una fase igual a cero. . Generalmente corresponde al brillo mínimo de la estrella. Una vez que se registra el tiempo de observación, se resta el tiempo inicial y el resultado se divide por el período. El resto de la división es la fase.

La luminosidad de una estrella variable se calcula en relación con la luminosidad constante de una estrella que se encuentra en su vecindad. La gráfica de la luminosidad de una estrella, en función de sus fases, se denomina curva de luminosidad. La curva de luminosidad de Algol, calculada por Goodricke, tenía dos mínimos en el mismo período: el mínimo principal o primario en la fase cero; y el mínimo secundario en la fase 0.5. Para comprender esta curva, Goodricke dedujo que Algol era en realidad un sistema binario donde los componentes estaban ocultos uno tras otro, en relación con la línea de visión, en su período orbital de 2,9 días. Entonces surgió la pregunta de por qué un mínimo era más pronunciado que el otro.

Fuera del eclipse, las estrellas se ven al mismo tiempo. Por tanto, la luminosidad percibida es la suma de la luminosidad de las dos estrellas. Cuando una estrella oculta a la otra, la luminosidad disminuye en proporción a la irradiada por la superficie de la estrella eclipsada. Para calcular la cantidad de energía irradiada por la parte cubierta de la superficie de la estrella, la energía irradiada por la unidad de área debe multiplicarse por el área de esa superficie. Podemos deducir que la diferencia entre la profundidad de los mínimos se debe a la diferencia de energía irradiada por unidad de área de las estrellas. Es decir, en la fase cero, la estrella eclipsada es la más brillante y por lo tanto la más caliente.

Las curvas de tipo Algol son muy comunes entre las estrellas variables. De hecho, este tipo de variables se denominan “variables de tipo Algol” ya que esta estrella fue la primera de su tipo estudiada. Estas curvas se caracterizan por la presencia de dos mínimos separados por intervalos de luminosidad casi constantes. ¿Y por qué casi constante? Por el efecto de reflexión. Sería lógico pensar que si las dos estrellas se ven en su totalidad entre los dos eclipses, y si el brillo del sistema es la suma de los estallidos de estrellas, entonces los intervalos deberían ser constantes. Pero en una curva de luminosidad, observamos que después del mínimo primario, la luminosidad del sistema aumenta gradualmente a medida que se acerca a la fase 0.5, y en ausencia del eclipse secundario, se tendría aquí un máximo.

El aumento de luminosidad se explica por el fenómeno de la reflexión. Teniendo en cuenta que una estrella en Algol es más caliente que la otra, esto hace que la estrella más caliente ilumine un lado de la estrella más fría y, por lo tanto, el lado de la estrella fría que se enfrenta a la temperatura más caliente aumenta. y en consecuencia de brillo. En realidad, no se produce un reflejo de luz, sin una reemisión en la que la estrella más fría actúa como si fuera un espejo, reflejando la luz de la estrella más caliente.

El efecto de reflexión depende de la fase. En la fase cero, la estrella fría eclipsa a la estrella caliente, lo que significa que se ve la parte más fría de la estrella menos brillante. A medida que pasa la revolución, orbita, es decir que a medida que aumenta la fase, vemos una parte creciente del lado iluminado de esta estrella. De esta manera, el brillo general del sistema aumenta lentamente con la estrella fría en la fase 0.5 mostrando su lado más caliente. Posteriormente, la luminosidad del sistema disminuye simétricamente hasta llegar a la fase 1. En el sistema Algol el efecto de reflexión juega un papel muy pequeño, pero en otros sistemas, la única variación de luminosidad que vemos se debe a este fenómeno ya que las estrellas, desde un punto de vista, no eclipsan.

La curva de luminosidad permite encontrar el período del sistema y los radios relativos de las estrellas. Durante un período, la estrella recorre una distancia de 2pia. Como ya se conoce el período, es posible saber qué parte de la longitud total de la órbita recorre la estrella durante el eclipse.

Curva de velocidad radial

Al fotografiar el espectro de una estrella en diferentes fases orbitales, se puede determinar la velocidad de movimiento de las estrellas binarias. La dependencia de la velocidad de la fase se denomina curva de velocidad radial. A medida que la estrella se mueve a través de la órbita, la proyección de la velocidad de la estrella varía periódicamente en relación con el rayo visual. Cabe señalar que para los componentes del sistema binario estos cambios ocurren en oposición de fase. Los espectros muestran cómo las líneas de estrellas en el sistema “se mueven” a medida que las estrellas, en sus órbitas, se acercan y se alejan.

Ahora conocemos la velocidad radial y el período del sistema. Con estos datos, conociendo el tamaño del semieje mayor, a, y usando la tercera ley de Kepler, podemos encontrar la suma de las masas del sistema. Recordando que el cociente de las velocidades orbitales de las estrellas es igual al recíproco del cociente de sus masas, se puede encontrar la relación entre las masas de las estrellas.

Al analizar la curva de luz y la velocidad radial de un sistema dual, es posible determinar las dimensiones de la órbita del sistema binario, las masas y las dimensiones de las estrellas. Esto solo es posible si las líneas de las dos estrellas se ven en el espectro, porque a menudo solo se ven las de la estrella más brillante. El sistema también debe verse desde un lado.

Paradoja de Algol

En la década de 1950 del siglo XX, los astrónomos descubrieron que el sistema Algol contradecía las teorías aceptadas de la evolución estelar, lo que se llamó la paradoja de Algol. Los astrónomos soviéticos AG Masievich y PP Parenago demostraron que la estrella más masiva de este sistema está en la secuencia principal, y la menos masiva la abandonó y se convirtió en una estrella subgigante.

Las teorías dicen que las estrellas binarias nacen al mismo tiempo. Cuanto más masiva es una estrella, más rápido consume su combustible, por lo que las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas. Se ha observado que la más masiva Algol A siempre está en su secuencia principal, mientras que la menos masiva Algol B es una estrella subgigante que se encuentra en una etapa posterior de su desarrollo, contradiciendo las teorías. ¿Cómo explicar este fenómeno ?.

La paradoja de Algol es un fenómeno muy común en las estrellas dobles, por lo que en un principio se asumió que estas estrellas tenían una evolución diferente a la de los sistemas aislados. La paradoja solo podría resolverse asumiendo que las masas de estrellas en un sistema binario fueran variables. Pudo haber sucedido de la siguiente manera: que la estrella menos masiva en Algol fuera anteriormente la más masiva, por lo que abandonó la secuencia principal antes, perdiendo luego parte de su masa por alguna razón hasta convertirse en su compañera en la estrella más masiva. El físico estadounidense J. Crawford propuso un escenario evolutivo para explicar este fenómeno.

La teoría de la evolución de la estrella solitaria establece que una estrella se desarrolla al salir de la secuencia principal. Un sistema binario formado por dos estrellas de secuencia principal. La masa de la estrella 1 es mayor que la de la estrella 2. Al comienzo de su vida, las dos estrellas evolucionan sin que la otra estrella interfiera en su evolución. La estrella 1 es la primera en salir de la secuencia principal y por tanto comienza a expandirse, llenando su lóbulo de Roche. e iniciando una transferencia de masa a la estrella 2. La cantidad de materia transferida fue tal que la estrella 2 adquirió más masa que la estrella 1. De esta manera, las estrellas intercambiaron roles, convirtiéndose la estrella 2 en la más masiva del sistema, obteniendo un sistema en el que la estrella más masiva permanece en la secuencia principal, y la menos masiva se extiende hasta adquirir las dimensiones de un subgigante.

Los sistemas binarios que experimentan intercambio masivo durante su evolución se denominan sistemas binarios compactos. El estudio de estos objetos aún está lejos de completarse, ya que condujo en la década de los 70 a la aparición de la astronomía de rayos X en la que se descubrió que muchos de estos binarios podrían evolucionar hacia sistemas exóticos.

Deja un comentario