ALGOL, czyli piękność Perseusza w anielskiej bieli

 

 

Beta Persei, zwana zwyczajowo Algolem, to wyjątkowo urokliwa, tajemnicza i jedna z bardziej intrygujących gwiazd Północnego Nieboskłonu. Jest również przedstawicielem grupy gwiazd zmiennych, zwanych zaćmieniowymi. Takie układy cechują się głębokim minimum jasności głównym oraz bardzo płytkim minimum jasności wtórnym.

Algol zmienia swoją jasność od wartości 3,4^m do 2,1^m w regularnych, blisko 2,87-dniowych odstępach czasu. Tak znaczne amplitudy jasności (1,3^m) zachodzące w tak krótkim przedziale czasowym są łatwe do zaobserwowania gołym okiem. Dlatego zmienny charakter Bety Persei został dostrzeżony wiele lat temu. Jedne z pierwszych notatek na ten temat zostały napisane w 1667r. przez włoskiego astronoma, Geminiano Montanari.

Z racji niespotykanych, intensywnych zmian jasności, gwiazda od dawna była kojarzona z nadprzyrodzonymi mocami. Arabowie mawiali na nią „Al Ra’s al. Ghul”, co znaczyło „Głowa Demona”. Uważam, że niezasłużenie. Algol swoją czystą, niemalże anielską bielą wywołuje znacznie bardziej pozytywne konotacje.

Układ potróny:

Algol jest układem potrójnym. Ale największe znaczenie z punktu widzenia zmian jasności ma para gwiazd Algol A oraz Algol B, tworząca ciasny układ podwójny, spektroskopowo rozdzielny. Jest również trzeci składnik: Algol C. Ponieważ znajduje się on znacznie dalej od poprzedniej pary gwiazd, wywiera on na cały system Beta Persei dużo mniejszy wpływ grawitacyjny.

W skład systemu wchodzi Algol A, biało-błękitna gwiazda ciągu głównego o typie widmowym B8V. Jest ona obiegana przez pomarańczowego olbrzyma typu widmowego K0III. Z racji niewielkiego stopnia separacji, obu gwiazd nie da się ujrzeć jako oddzielne ciała przy pomocy sprzętu optycznego. Tylko analiza widma spektroskopowego potwierdza binarną budowę układu.

Gwiazda zmienna:

Tak się korzystnie składa, że patrząc z perspektywy Ziemi, płaszczyzna orbity β Per jest ustawiona do nas kantem, brzegiem. Z tej przyczyny, regularnie obserwujemy wzajemne zaćmienia gwiazd i wynikające z tego faktu zmiany jasności Algola.

Obserwacje β Per pod kątem krzywych zmian jasności, najkorzystniej jest prowadzić od połowy jesieni do późnej zimy, kiedy to Perseusz znajduje się wysoko nad horyzontem i jest widoczny przez całą noc.

Co prawda pełen cykl zmienności Algola wynosi blisko 2,87 doby. Ale każde zaćmienie trwa około 10 godzin. Chcąc uzyskać wykres zmian jasności, należy określać jasność gwiazdy i zapisywać dane w odstępach co półgodzinnych, uwzględniając fazę silnego spadku jasności (zaćmienie).

W momencie maksimum jasności Algol świeci blisko 3-krotnie silniej niż podczas minimum. β Per jest wówczas nieznacznie ciemniejsza od Alfy Perseusza (Mirfak) oraz dorównuje jasnością Gammie Andromedy (Almaak).

Budowa układu β Persei:

Algol jest oddalony od Ziemi o nieco ponad 90 lat świetlnych. Zbudowany jest z trzech składników. Gwiazda Algol A należy do typu widmowego B8V, a jej temperatura wynosi aż 12.500K. Składowa ta jest najgorętsza spośród trzech gwiazd systemu. Jest również najmasywniejsza: 3,7 mas Słońca. Ale nie największa. Jej promień to zaledwie 2,9 promieni słonecznych, podczas gdy sporo lżejsza gwiazda, Algol B ma większy rozmiar od składnika A: aż 3,5 razy większy od Słońca. Jest on względnie chłodną gwiazdą: temperatura powierzchni wynosi blisko 4500K. Pomarańczowy olbrzym posiada typ widmowy K0III (wg niektórych źródeł: K2IV). Gwiazda B jest silnie przeewoluowana i jednocześnie jest jedną z najbardziej zaawansowanych ewolucyjnie gwiazd, jeśli chodzi o systemy potrójne. Wpływ pobliskiego składnika A spowodował silną deformację kształtu Algola B (przypomina kroplę).

Trzeci składnik układu potrójnego β Per to niewielka gwiazda ciągu głównego, należąca do typu widmowego F2V. Ma biało-żółtą barwę oraz temperaturę rzędu 7000K. Jej masa to 1,7 masy Słońca. Algol C został odkryty dopiero w 1912r.. Frank Schlesinger znalazł ją na podstawie analizy widma spektralnego Bety Persei. Uczony dostrzegł trzeci składnik w wąskich liniach spektroskopowych gwiazdy.

Gwiazdy Algol A i B są oddalone od siebie o dystans czternastu promieni Słońca, czyli zaledwie 0,062 A.U. (odległość Ziemi od Słońca). Dystans ten wyrażony w sekundach łuku, to tylko 0,00218’’- odległość niemożliwa do wizualnego zaobserwowania przy pomocy sprzętu optycznego (wyłącznie analiza widma spektralnego).

Odległość ciasnego systemu A-B od gwiazdy C to już 2,67 A.U czyli aż 0,095’’. Dla systemu A-B okres orbitalny wynosi około 2,67 dnia. Z kolei dla szerokiego układu (A-B) – C, aż 680 dni. Odległa składowa C wywiera słaby wpływ grawitacyjny na gwiazdy A i B. Ale z pewnością nie pozostaje bez żadnego wpływu na nie. Właśnie dzięki subtelnym deformacjom ruchu orbitalnego dwóch głównych gwiazd systemu, astronom Dean McLaughlin 1 1934r. zidentyfikował składnik C.

β Persei jako układ pół-odłączony- o rodzajach ciasnych układów podwójnych:

Ciasne układy binarne mogą przybierać trzy formy. We wszystkich z nich obie gwiazdy składowe znajdują się bardzo blisko siebie. Na tyle blisko, że wzajemnie odkształcają swe otoczki i deformują kształty, które zamiast kulistych przypominają kroplę. W jednym z przypadków, nawet otoczka gwiazd jest wspólna.

a). Układ odłączony: gwiazdy znajdują się blisko, są pod silnym wzajemnym wpływem grawitacyjnym, jednak żadna z gwiazd nie posiada wypełnionej (przekroczonej) powierzchni Roche’a.

b ) . Układ pół-odłączony: jedna z gwiazd systemu osiąga granicę Roche’a. Masa przepływa z tej gwiazdy do objętościowo mniejszej.

c). Układ kontaktowy: Oba komponenty systemu osiągają granicę Roche’a. Nie ma miejsca przepływ masy, ale otoczki są ze sobą połączone i tworzą wspólną otoczkę oraz atmosferę gwiazdową.

 

 

Powierzchnia Rorche’a to jest taki obszar dookoła gwiazdy, gdzie gwiazda wywiera silny wpływ grawitacyjny. Jej materia, która znajduje się poza tym obszarem jest słabo związana z gwiazdą i może zostać oddalona bez nakładu dodatkowych porcji energii. Stąd obserwujemy swobodny przepływ masy w układach akrecyjnych typu pół-odłączonego. Beta Persei należy do tej grupy układów, opatrzonych w referacie podpunktem b.

Składnik B (K0III) przekracza swą powierzchnię Roche’a i jego masa ulega transferowi w kierunku gwiazdy o mniejszych rozmiarach, czyli Algol A (B8V). Druga z nich nie osiąga powierzchni Roche’a. Co ciekawe, błękitny karzeł wcale nie jest mniejszy pod względem masy od pomarańczowego olbrzyma. Ustępuje mu tylko rozmiarami.

Jeśli poddamy analizie krzywe zmian prędkości kątowej Algola, zaobserwujemy w nich okresy wzmożonej aktywności. Ma to związek z przepływem masy między gwiazdami układu. Algol jest najjaśniejszym systemem binarnym zaćmieniowym. Jednocześnie jest pierwszym układem zmiennym zidentyfikowanym jako podwójny zaćmieniowy i prototypem grupy.

O przepływie masy słów kilka:

Transfer masy ze składowej Algol A do Algol B zachodzi w tempie około 0,4 do 2,0 ^. 10^-11 M_ʘ/rok. Wysoce prawdopodobne jest, że pomarańczowy olbrzym zakończy swoje życie jako biały karzeł, a gwiazda Algol A opuszczając ciąg główny wyewoluuje do stadium olbrzyma. Wówczas jej otoczka napuchnie przekraczając granicę Roche’a. A wtedy transfer masy może przebiegać w kierunku przeciwnym, niż miało to miejsce dotychczas: od gwiazdy A do B.

Aktywność związana z przepływem materii gwiazdowej owocuje silną emisją wysokoenergetycznych promieni rentgenowskich (X). Ponadto obserwujemy w obszarze układu Beta Persei sporadyczne rozbłyski radiowe.

Skąd silne spadki jasności?

Jaśniejsza i zarazem gorętsza z gwiazd systemu Beta Persei (Algol A) odpowiada za blisko 90% światła emitowanego przez układ w zakresie widzialnym. I kiedy nagle znacznie ciemniejsza z gwiazd (Algol B) przysłoni jasną gwiazdę A, cały system widziany z perspektywy Ziemi mocno pociemnieje. Wówczas widoczna jest tylko gwiazda odpowiedzialna za zaledwie 10% światła docierającego do obserwatora. Z kolei gdy ciemna gwiazda Algol B znajdzie się za tarczą jasnej składowej Algol A, wtedy spadek jasności wizualnej będzie znikomy.

Paradoks Algola:

Istnieje prawidłowość, według której masywniejsze gwiazdy ulegają ewolucji w szybszym tempie niż gwiazdy mniej masywne. Oznacza to, że im gwiazda jest cięższa, tym szybciej opuści ciąg główny i stanie się olbrzymem, a następnie nadolbrzymem. W układzie Algol A-B obserwujemy odwrotną sytuację: gwiazda o mniejszej masie (0,81 M_ʘ) wyewoluowała już do postaci olbrzyma (K0III). Z kolei masywniejsza z gwiazd (3,7 M_ʘ) nadal pozostaje w ciągu głównym.

Pierwotnie składowa B zapewne była masywniejsza od swej towarzyszki A. Ale proporcje te uległy zachwianiu wraz z przepływem masy od Algola B do A. Masywniejsza gwiazda B utraciła znaczną cześć swojej materii na rzecz mniejszej i mniej masywnej gwiazdy A. Teraz to Algol A jest masywniejsza, ale ponieważ nadal pozostaje w ciągu głównym i jej rozmiary są niewielkie, przepływ masy nie ustaje.

 

Źródło:

1. K. Wecht: „Determination of Mass Loss Transfer Rates of Algol (Beta Persei) from the Analysis of Absorption Lines in the UV Spectra Obtained by IUE Satellite”, Lehigh University, April 2006.
2. B. McClure: artykuł “Algol is the Demon Star” w “Brightest Stars”, October 2016.
3. G. Chaple: “Beta Persei (Algol, The “Demon Star”), 2009.
4. J. Nicewicz: “Gwiazdy Zmienne na przykładzie V729 Cygni”- prezentacja P.P. do wykładu.
5. Z notatek Jima Kallera, profesora z Uniwersytetu w Illinois.

 

306 views