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Àlgol

[dall'arabo al-ghūl, demonio], nome della stella β Persei (costellazione Perseo). È una stella variabile a eclisse, la prima osservata di questo tipo (G. Montanari, 1671) e interpretata (J. Goodricke, 1783) come stella doppia. Al nome di questa sorgente celeste è accomunata una categoria di coppie stellari – le variabili a eclisse tipo Algol – aventi la caratteristica di possedere il loro comune piano d'orbitazione orientato sulla visuale diretta alla Terra. Ciò fa sì che ciascuno degli astri di ogni coppia, nel suo movimento, si trovi a eclissare l'altra in modo rigorosamente periodico. Il periodo, per la capostipite (b Persei), è di 2d 20h 48m 55s e rientra in quelli – compresi fra i 2 e gli 8 giorni – che sono fra i più frequenti nella categoria. La luminosità complessiva della coppia Algol A-B si mantiene inalterata per la durata di 2d 11h: declina dalla 2m,2 alla 3m,5 per risalire al valore normale allorché la componente più luminosa (Algol-A) viene eclissata (parzialmente) dalla più debole (Algol-B). La fase d'eclisse dura 9h 48m, ma una debole flessione fotometrica, di solo 0,1 m, si produce a mezza via fra i due minimi quando, a venire eclissata, è la componente più debole. La coppia è stata sottoposta a una moderna tecnica di rilevamento spettroscopico che si è dimostrata in grado di rendere osservabile, oltre lo spettro del membro primario, anche quello del membro secondario, nonché gli alterni spostamenti Doppler delle loro rispettive righe d'assorbimento provocati dal reciproco movimento. Mentre è noto che l'emissione del maggior flusso luminoso è dovuta ad Algol-A, astro del tipo B8 (una gigante blu dotata di una temperatura superficiale di 14.000 K) circa 25 volte più voluminoso del Sole e 3,7 volte più massiccio, il corpo eclissante (Algol-B) si è rivelato per un astro aranciato (una subgigante tipo K2 con 4500 K di temperatura fotosferica; 0,8 masse solari; 3,5 volte il diametro del Sole), dalla fotosfera agitata a causa della formazione di estese aree di macchie, nonché da fenomeni cromosferici e coronali percepibili anche in radiazione X e in radiofrequenza. È noto che, nel sistema, esiste un terzo membro (Algol-C), costituito da una stella del tipo presolare avente dimensioni e massa pari a 1,5 volte quelle del Sole, e che circola in poco meno di 2 anni intorno alla coppia, alla distanza di circa 300 milioni di km. Il particolare metodo di rilevamento applicato al sistema di Algol – definito “tomografia Doppler spettroscopica” – ne ha ricostruito un modello grafico basato sulle modulazioni che il segnale luminoso, in uscita dall'apparato analizzatore, subisce in corrispondenza ai diversi punti dell'immagine per effetto delle rispettive entità di spostamento Doppler misurato. Al termine di un'intera scansione della sorgente se ne è ottenuta una sorta di “mappa delle velocità” che ricorda molto da vicino le tecniche normalmente adottate nell'esecuzione di un'ecografia Doppler sanitaria. Il modello spaziale ottenuto attraverso tale elaborazione appare complicato dal fatto che la coppia delle due subgiganti è intrinsecamente molto ravvicinata, cosicché nella geometria dei corpi stellari vengono a suscitarsi deformazioni di natura mareale. Queste sono apparse di intensità tale da costringere la subgigante aranciata a colmare quasi del tutto il proprio lobo di Roche il quale, com'è noto, costituisce quella porzione di spazio a sezione piriforme nella quale prevalgono le forze attrattive di uno dei due membri della coppia. Poiché i due lobi sono uniti per i vertici nel punto lagrangiano L1 (ove le forze attrattive dei due astri si equilibrano) attraverso esso può avvenire che fiotti di materia gassosa riescano a sfuggire dall'astro aranciato per dirigersi alla volta della gigante blu. Le analisi spettroscopiche accertano che, quando ciò avviene, si stabilisce una corrente gassosa che, accelerata dal richiamo gravitazionale esercitato dalla massiccia Algol-A, finisce per impattarne la superficie alla velocità di 520 km/s creandovi una “macchia calda”, una regione surriscaldata a circa 100.000 K. Il flusso si rivela peraltro piuttosto debole, e soltanto in più decine di miliardi d'anni riuscirebbe a esaurire del tutto Algol-B; tuttavia, incidendo sulla gigante blu secondo un angolo di 35 gradi rispetto l'orizzontale, esso solleva masse gassose che, prima di precipitare nuovamente negli strati stellari, rimangono a formare una sorta di cintura, o disco di accrezione, di esistenza effimera. Il modello offerto dal sistema di Algol, pur introducendo modifiche non trascurabili nelle proprietà comunemente attribuite a tutta la classe di stelle a eclisse cui esso dà il nome (in particolare, col contravvenire alla condizione di simmetria sferica imposta ai due membri della coppia) è oggi considerato rappresentativo di una classe di sistemi doppi a interazione fisica, nei quali una stella evoluta (tipo gigante G o K) trasferisce materia a un compagno più caldo (tipo B o A di sequenza) mediante una corrente gassosa che vi affluisce previa fase di “parcheggio” in un toroide rotante. Le tecniche spettroscopiche cui si è accennato, hanno consentito di ottenere mappe di velocità inerenti flussi di gas che interagiscono non soltanto nell'ambito della b Persei, ma anche in seno ai sistemi U Coronae Borealis, U Sagittae, RS Vulpeculae.

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