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Algol, la Stella Demonio, é il prototipo delle stelle variabili ad eclisse.

Vi é qualche incertezza sul primo osservatore che avrebbe scoperto le sue variazioni. Ipparco sarebbe stato il primo a farne menzione nel 150 a. C. circa, e più tardi Tolomeo; ma questi la segnalarono semplicemente come una stella di seconda grandezza, senza altre osservazioni rilevanti. Fu anche registrata da Al-Sûfi, l’astronomo persiano che revisionò l’Almagesto di Tolomeo, ma egli ne parlò come di una stella rossa, il che ci lascia perplessi. E perché mai gli arabi le avrebbero dato questo nome, Al Gol o El Ghoul, cioè Lo Spirito o il Demonio, se non avessero avuto almeno il sospetto di una sua variabilità? Secondo chi scrive, semplicemente perché conoscevano il mito greco, e questa stella rappresentava la testa di Medusa.

La scoperta della sua variabilità é dunque tradizionalmente attribuita a Geminiano Montanari, tra il 1667 e il 1668 ; ma egli non prese alcuna annotazione dei tempi in cui avvenivano le variazioni di luce. Era la seconda stella che appariva variare di splendore, la prima essendo stata la famosa Mira Ceti che settant’anni avanti aveva destato tanta meraviglia. La natura periodica ben precisa delle variazioni stesse fu scoperta nel 1783 da John Goodricke, che stabilì ad occhio nudo che una volta ogni 2 giorni 20 ore e 49 minuti Algol subiva una diminuzione di splendore da magnitudine 2,2 a 3,5, che perdurava 8-9 ore. Lo stesso Goodricke capì che ciò dipendeva dall’interposizione di un grosso corpo più oscuro che ruotava intorno alla stella; la prova spettroscopica si ebbe circa un secolo dopo[1]. Nella Tavola XIV, Fig. 118, si può consultare una cartina in cui si vede Algol a confronto con le stelle vicine più brillanti: accanto alle stelle sono scritte le magnitudini.

Pochi anni più tardi W. Herschel scopriva l’esistenza di sistemi di coppie di stelle orbitanti una attorno all’altra: misure di precisione della posizione reciproca di alcune stelle che appaiono vicinissime tra loro (le cosiddette stelle doppie) avevano mostrato che coi passare degli anni una stella appariva spostarsi rispetto all’altra seguendo un’orbita ellittica come quella dei pianeti attorno al Sole; appariva quindi possibile l’esistenza anche di una coppia di stelle talmente vicine tra loro da effettuare un giro dell’orbita in meno di tre giorni.

La prova inconfutabile che i periodici affievolimenti di luce erano dovuti ad eclissi fu però raggiunta solo nel 1889, quando gli astronomi tedeschi Vögel e Scheiner osservarono che nello spettro di Algol le righe scure caratteristiche di tutti gli spettri stellari apparivano spostarsi alternativamente ora verso il violetto ora verso il rosso coi medesimo periodo (2,867 giorni) delle variazioni luminose[2]. Dagli spostamenti osservati si dedusse subito che Algol è costituita da due stelle orbitanti attorno al comune baricentro su un piano di poco inclinato rispetto alla direzione di osservazione, in modo che ciascuna stella ha alternativamente velocità di avvicinamento e di allontanamento. Sempre nella Tavola XIV, alla Fig. 120, un modello del sistema e la curva di luce di Algol.

Da allora sono state scoperte numerosissime stelle che variano di splendore in conseguenza di eclissi fra due stelle orbitanti una attorno all’altra e non separabili nemmeno con i più potenti telescopi; Algol è rimasta il prototipo di queste stelle, dette variabili ad eclisse. Quando la stella più oscura passa davanti alla più splendente si ha un affievolimento di luce più forte di quando, mezzo giro dopo, è viceversa la più oscura che viene, totalmente o parzialmente, occultata; la prima eclisse si dice principale, l’altra si dice secondaria; se due stella hanno uguale splendore superficiale le due eclissi sono uguali.

In generale per queste variabili lo spettro risulta dalla sovrapposizione degli spettri delle due stelle e mentre le righe dell’una sono spostate verso il violetto, quelle dell’altra sono spostate verso il rosso; quando le due stelle passano una davanti all’altra, cioè durante le eclissi, allora entrambe né si avvicinano né si allontanano e le righe spettrali delle due stelle si sovrappongono nella loro posizione normale, o posizione di quiete.

Le osservazioni fotometriche (cioè di intensità luminosa) e quelle spettroscopiche consentono di ricavare da una variabile ad eclisse un gran numero di informazioni.

Innanzi tutto, evidentemente, il tempo intercorrente fra due minimi principali è uguale al tempo di rivoluzione; in secondo luogo la durata delle eclissi, cioè degli affievolimenti di luce, espressa in percentuale dei tempo di rivoluzione, ci dà la misura dei raggi delle due stelle espressi in frazione della distanza reciproca; dalla diversa profondità dei due minimi di luce si può risalire alle luminosità; dalla misura dell’effetto Doppler nello spettro si può ottenere la velocità, in chilometri al secondo, con la quale ciascuna delle due stelle segue la sua orbita.

E’ chiaro che conoscendo le velocità ed il tempo di rivoluzione, si ricava immediatamente la lunghezza delle orbite attorno al baricentro e quindi la distanza media in chilometri fra le due stelle; da questo dato sono immediatamente calcolabili in chilometri i raggi delle due stelle, già noti in percentuale di tale distanza.

Inoltre si può ricavare anche la massa totale dei sistema. E’ ben noto infatti che il periodo di rivoluzione di due corpi che gravitano uno attorno all’altro è proporzionale alla radice quadrata dei cubo della loro distanza media (terza legge di Keplero); meno noto invece è che il periodo di rivoluzione è anche inversamente proporzionale alla radice quadrata della somma delle masse dei due corpi. Nella legge di Keplero la massa non appare perché tale legge è stata ricavata per i pianeti dei sistema solare; siccome le masse dei pianeti sono tutte trascurabili rispetto a quelle dei Sole, la massa totale è praticamente la stessa qualunque pianeta si consideri.

Ma se invece del Sole e di un pianeta si considera un altro sistema, come una stella doppia, allora la massa complessiva può essere fortemente diversa da quella solare e bisogna tenerne conto. Dei tre dati legati fra loro, e cioè periodo di rivoluzione, asse maggiore dell’orbita e massa totale, l’osservazione fotometrica e spettroscopica delle variabili ad eclisse fornisce i primi due e da questi si può allora ricavare la massa.

Nel caso di Algol però il problema era complicato dal fatto che è osservabile solo lo spettro della stella più splendente, le righe dell’altra, molto più debole, non essendo visibili. Questo fa sì che si possa stabilire solo la velocità attorno al baricentro della stella più splendente, ma non la velocità dell’altra e quindi non si può conoscere la distanza reciproca delle due stelle e conseguentemente nemmeno la massa.

Ciò nondimeno venne escogitato un ingegnoso metodo: si riuscì dalla misura dell’effetto Doppler a stabilire la velocità di rotazione su se stessa della stella più luminosa e da questa, ammettendo che a fare un giro attorno a se stessa impieghi lo stesso tempo che a percorrere l’orbita (come fa la Luna attorno alla Terra), si è ricavato il raggio della stella che è risultato essere di due milioni di chilometri. Siccome i dati delle eclissi forniscono il raggio della stella espresso in percentuale della distanza reciproca, questa distanza è immediatamente ricavabile ed è risultata di 10 milioni di chilometri, un quindicesimo della distanza Terra-Sole.

Lo spettro inoltre ci informa sulla temperatura[3]: per Algol, che mostra uno spettro di tipo B, risulta una temperatura superficiale di circa 11.000 K. Benché lo spettro sia inosservabile, è stato possibile stabilire la classe spettrale anche della stella secondaria, o compagna, di Algol in base all’osservazione del minimo secondario. Questo minimo è appena percettibile, la luce indebolendosi solo di 6 centesimi di magnitudine, tanto che è stato possibile misurare tale indebolimento, che si verifica a metà fra due minimi principali, solamente con misure di alta precisione eseguite nei primi decenni del XX secolo col fotometro fotoelettrico introdotto nell’Astronomia giusto a quell’epoca. Perciò la compagna di Algol è una stella sensibilmente più scura e quindi meno calda della stella principale: si è valutato che abbia una temperatura di 4.800 K e perciò deve essere una stella giallo-arancio di classe spettrale K.

Dall’insieme di questi dati di osservazione è risultato che la coppia eclissante è formata da due enormi soli, uno ad altissima temperatura superficiale (11.000 K) con un raggio 3 volle quello dei Sole, ed un altro assai più scuro (4.800 K) ma più grande (raggio 3,5 volte quello dei Sole). I due globi sono separati da una distanza di poco superiore alla somma dei loro raggi; quello più piccolo, ma più luminoso, ha una massa 4 volte quella solare mentre quello più scuro, ma più grande, ha massa pari a quella dei Sole. Alla distanza a cui si trovano da noi - 100 anni luce - nemmeno i più potenti telescopi riescono a separare le due stelle; quella che si vede è una luce sola.

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