Algol

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Beta Persei A/B/C

La posición de Algol.
Datos de observación Época J2000
Constelación	Perseo
Ascensión recta	03h 08m 10.1315s
Declinación	+40° 57′ 20.332″
Magnitud aparente (V)	2.12
Características
Tipo espectral	B8V/K02IV/A5V
Índice de color B-V	-0.05
Índice de color U-B	-0,37
Tipo variable	Binaria eclipsante
Astrometría
Velocidad radial (Rv)	3.7 km/s
Movimiento propio (μ)	RA: 2,39 mas/ año Dec.: -1.44 mas/ yr
Paralaje (π)	35,14 ± 0,90 mas
Distancia	93 ± 2 ly (28.5 ± 0,7 pc)
Magnitud absoluta (MV)	-0.15
Detalles
Masa	3,59/0,79/1,67 M☉
Radio	2,3/3,0/0.9 R☉
Luminosidad	98/3,4/4.1 L☉
Temperatura	12.000/4.500/8.500 K
Metalicidad	No disponible
Rotación	65 km/s.
Edad	< 3 × 108 años
Otras denominaciones
Algol, Gorgona, Gorgonea Prima, Demon Star, El Ghoul, 26 Per, GJ 9110, HR 936, BD +40°673, HD 19356, GCTP 646.00, SAO 38592, FK5 111, Wo 9110, ADS 2362, WDS 03082+4057A, HIP 14576.

Algol (β Per / Beta Persei) es una estrella brillante en la constelación de Perseo. Es una de las binarias eclipsantes más conocidas, la primera estrella de este tipo en ser descubierta, y también una de las primeras estrellas variables (no nova) en ser descubiertas. La magnitud de Algol cambia regularmente entre 2,1 y 3,4 durante un período de 2 días, 20 horas y 49 minutos.

Historia

El nombre de Algol significa «estrella demonio», (del árabe الغول al-ghūl, «el demonio») que probablemente se le dio debido a su peculiar comportamiento. En la constelación de Perseo, representa el ojo de la Gorgona Medusa.

Se la conoce como 大陵五 (la Quinta Estrella del Mausoleo) en chino.

Astrológicamente, Algol se considera la estrella más desafortunada del cielo. En la Edad Media era una de las 15 estrellas de Behen, asociada al diamante y al eléboro, y marcada con el signo cabalístico .

La variabilidad de Algol fue registrada por primera vez en 1667 por Geminiano Montanari, pero es probable que esta propiedad fuera advertida mucho antes. La primera persona que propuso un mecanismo para la variabilidad de esta estrella fue el astrónomo aficionado británico John Goodricke. En mayo de 1783 presentó sus hallazgos a la Royal Society, sugiriendo que la variabilidad periódica era causada por un cuerpo oscuro que pasaba por delante de la estrella (o bien que la propia estrella tiene una región más oscura que se gira periódicamente hacia la Tierra). Por su informe recibió la medalla Copley.

En 1881, el astrónomo de Harvard Edward Pickering presentó pruebas de que Algol era en realidad una binaria eclipsante. Esto se confirmó unos años más tarde, en 1889, cuando el astrónomo de Potsdam Hermann Vogel encontró desplazamientos doppler periódicos en el espectro de Algol, infiriendo variaciones en la velocidad radial de este sistema binario. De este modo, Algol se convirtió en una de las primeras binarias espectroscópicas conocidas.

Sistema estelar

Como binaria eclipsante, se trata en realidad de dos estrellas en órbita cercana la una de la otra. Como el plano orbital contiene casualmente la línea de visión de la Tierra, la estrella más débil (Algol B) pasa por delante de la estrella más brillante (Algol A) una vez por órbita, y la cantidad de luz que llega a la Tierra disminuye temporalmente. Sin embargo, para ser más precisos, resulta que Algol es un sistema estelar triple: la pareja de binarias eclipsantes está separada por sólo 0,062 UA, mientras que la tercera estrella (Algol C) está a una distancia media de 2,69 UA de la pareja y el período orbital mutuo es de 681 días (1,86 años). La masa total del sistema es de unas 5,8 masas solares, y las proporciones de masa de A, B y C son de unos 4,5 : 1 : 2.

Los estudios sobre Algol condujeron a la paradoja de Algol en la teoría de la evolución estelar: aunque los componentes de una estrella binaria se forman al mismo tiempo, y las estrellas masivas evolucionan mucho más rápido que las menos masivas, se observó que el componente más masivo Algol A está todavía en la secuencia principal, mientras que la menos masiva Algol B es una estrella subgigante en una etapa evolutiva posterior. La paradoja puede resolverse mediante la transferencia de masa: cuando la estrella más masiva se convirtió en subgigante, llenó su lóbulo de Roche, y la mayor parte de la masa se transfirió a la otra estrella, que sigue en la secuencia principal. En algunas binarias similares a Algol se puede observar un flujo de gas.

Este sistema también presenta una actividad variable en forma de llamaradas de rayos X y de radio. Se cree que las primeras están causadas por los campos magnéticos de los componentes del AB que interactúan con la transferencia de masa. Las emisiones de radio pueden ser creadas por ciclos magnéticos similares a los de las manchas solares, pero, como los campos magnéticos alrededor de estas estrellas son hasta diez veces más fuertes que el del Sol, estas llamaradas de radio son más potentes y duraderas.

Algol está a 92,8 años luz de la Tierra; sin embargo, hace unos 7,3 millones de años pasó a menos de 9,8 años luz y su magnitud aparente era de aproximadamente -2,5, considerablemente más brillante que Sirio en la actualidad. Dado que la masa total del sistema es de 5,8 masas solares, y a pesar de la distancia bastante grande en el momento de máxima aproximación, esto puede haber sido suficiente para perturbar ligeramente la nube de Oort del sistema solar y aumentar el número de cometas que entran en el sistema solar interior. Sin embargo, se cree que el aumento real de la tasa de craterización neta ha sido bastante pequeño.