Algol

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Beta Persei A/B/C

La position d’Algol.
Données d’observation Epoque J2000
Constellation	Persée
Ascension droite	03h 08m 10.1315s
Déclinaison	+40° 57′ 20.332″
Magnitude apparente (V)	2.12
Caractéristiques
Type spectral	B8V/K02IV/A5V
Indice de couleur B-V	-0.05
Indice de couleur U-B	-0,37
Type de variable	Binaire à éclipse
Astrométrie
Vitesse radiale (Rv)	3.7 km/s
Mouvement propre (μ)	RA : 2,39 mas/ an Déc. : -1.44 mas/ yr
Parallaxe (π)	35,14 ± 0,90 mas
Distance	93 ± 2 ly (28.5 ± 0,7 pc)
Magnitude absolue (MV)	-0.15
Détails
Masse	3.59/0.79/1.67 M☉
Rayon	2.3/3.0/0.9 R☉
Luminosité	98/3.4/4.1 L☉
Température	12 000/4 500/8 500 K
Métallicité	Non disponible
Rotation	65 km/s.
Age	< 3 × 108 ans
Autres désignations
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) est une étoile brillante de la constellation du Persée. C’est l’une des binaires à éclipses les plus connues, la première étoile de ce type à être découverte, et aussi l’une des premières étoiles variables (non nova) à être découverte. La magnitude d’Algol change régulièrement entre 2,1 et 3,4 sur une période de 2 jours, 20 heures et 49 minutes.

Historique

Le nom d’Algol signifie « étoile démon » (de l’arabe الغول al-ghūl, « la goule ») qui a probablement été donné en raison de son comportement particulier. Dans la constellation de Persée, elle représente l’œil de la gorgone Méduse.

Elle est connue sous le nom de 大陵五 (la cinquième étoile du mausolée) en chinois.

Astrologiquement, Algol est considérée comme l’étoile la plus malheureuse du ciel. Au Moyen Âge, elle était l’une des 15 étoiles béhéniennes, associée au diamant et à l’ellébore, et marquée du signe kabbalistique .

La variabilité d’Algol a été enregistrée pour la première fois en 1667 par Geminiano Montanari, mais il est probable que cette propriété ait été remarquée bien avant cette époque. La première personne à proposer un mécanisme pour la variabilité de cette étoile fut l’astronome amateur britannique John Goodricke. En mai 1783, il a présenté ses conclusions à la Royal Society, suggérant que la variabilité périodique était causée par un corps sombre passant devant l’étoile (ou bien que l’étoile elle-même possède une région plus sombre qui est périodiquement tournée vers la Terre). Pour son rapport, il a été récompensé par la médaille Copley.

En 1881, l’astronome de Harvard Edward Pickering a présenté des preuves qu’Algol était en fait une binaire à éclipses. Cela a été confirmé quelques années plus tard, en 1889, lorsque l’astronome de Potsdam Hermann Vogel a trouvé des décalages doppler périodiques dans le spectre d’Algol, déduisant des variations de la vitesse radiale de ce système binaire. Algol est ainsi devenue l’une des premières binaires spectroscopiques connues.

Système stellaire

En tant que binaire à éclipses, il s’agit en fait de deux étoiles en orbite étroite l’une autour de l’autre. Comme le plan orbital contient par coïncidence la ligne de visée de la Terre, l’étoile la plus faible (Algol B) passe devant l’étoile la plus brillante (Algol A) une fois par orbite, et la quantité de lumière atteignant la Terre est temporairement diminuée. Pour être plus précis, cependant, Algol se trouve être un système stellaire triple : la paire de binaires à éclipses n’est séparée que de 0,062 UA, tandis que la troisième étoile (Algol C) se trouve à une distance moyenne de 2,69 UA de la paire et la période orbitale mutuelle est de 681 jours (1,86 an). La masse totale du système est d’environ 5,8 masses solaires, et les rapports de masse de A, B et C sont d’environ 4,5 : 1 : 2.

Les études d’Algol ont conduit au paradoxe d’Algol dans la théorie de l’évolution stellaire : bien que les composants d’une étoile binaire se forment en même temps, et que les étoiles massives évoluent beaucoup plus rapidement que les moins massives, il a été observé que le composant le plus massif Algol A est encore dans la séquence principale, tandis que le moins massif Algol B est une étoile subgéante à un stade évolutif ultérieur. Le paradoxe peut être résolu par un transfert de masse : lorsque l’étoile la plus massive est devenue une sous-géante, elle a rempli son lobe de Roche, et la plupart de la masse a été transférée à l’autre étoile, qui est toujours dans la séquence principale. Dans certaines binaires similaires à Algol, on peut effectivement observer un flux de gaz.

Ce système présente également une activité variable sous forme d’éruptions de rayons X et de radio. On pense que la première est causée par les champs magnétiques des composants AB interagissant avec le transfert de masse. Les émissions radio peuvent être créées par des cycles magnétiques similaires aux taches solaires, mais, comme les champs magnétiques autour de ces étoiles sont jusqu’à dix fois plus forts que celui du Soleil, ces éruptions radio sont plus puissantes et plus durables.

Algol est à 92,8 années-lumière de la Terre ; cependant, il y a environ 7,3 millions d’années, elle est passée à moins de 9,8 années-lumière et sa magnitude apparente était d’environ -2,5, considérablement plus brillante que Sirius aujourd’hui. La masse totale du système étant de 5,8 masses solaires, et malgré la distance assez importante au moment de l’approche la plus proche, cela a pu suffire à perturber légèrement le nuage de Oort du système solaire et à augmenter le nombre de comètes entrant dans le système solaire interne. Cependant, on pense que l’augmentation réelle du taux de cratérisation net a été assez faible.

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