La Estrella Poseída

Beta Persei, mejor conocida como Algol

Desde la antigüedad, esta estrella cobró cierta fama. Los antiguos astrónomos que escrutaban minuciosamente el cielo nocturno se dieron cuenta de que esta estrella, con rigurosa regularidad, se hacía menos brillante para recuperarse unas cuantas horas después. Los astrólogos, considerados entonces con mayor jerarquía que los astrónomos, cuya labor de estos últimos al parecer sólo se enfocaba en el "simple" registro de la posición de los objetos celestes, consideraron que algo intrínsecamente malo debía suceder con esta estrella. La explicación que dieron fue la de justificar este misterio con uno más grande: argumentaron que con toda seguridad esta estrella estaba poseída por algún demonio. Los persas, en su momento, la nombraron como Ras Al-gul, que en su idioma significa "cabeza del demonio". Hoy en día, la conocemos simplemente como Algol, y formalmente tiene la designación científica que la identifica como beta Persei, es decir, como la segunda estrella más brillante en la constelación de Perseo, el mismo que según otra mitología, la griega, decapitó a Medusa, la de la cabeza con mil serpientes.

Gráfica en fase de Algol con datos de la AAVSO. Las caídas en brillo se deben al eclipse que provoca la estrella secundaria (bet Per B).

Algol, la cambiante, fue re-descubierta varios siglos después con la ayuda de un telescopio por John Goodricke. Este astrónomo fue el primero en dar una explicación científica a la repentina caída de brillo de esta estrella: explicó que un cuerpo celeste oscuro la eclipsaba con regularidad. Sin embargo, la explicación final la encontraría el astrónomo norteamericano Edward Charles Pickering un siglo y fracción más tarde. Dijo que el fenómeno que se observaba en esta estrella se debía a que formaba parte de un sistema estelar binario: cuando la estrella más tenue (beta Persei B) pasaba enfrente de la más brillante (beta Persei A), el sistema en su totalidad perdía fuerza lumínica. Observaciones espectroscópicas posteriores confirmaron la hipótesis de Pickering.

Hoy en día sabemos que Algol no es sólo un sistema binario, sino que lo forman tres estrellas: beta Persei A, beta Persei B y beta Persei C. Resulta que, como dedujo Pickering, la estrella más brillante era eclipsada por otra menos brillante, siendo esta última de mayor tamaño en comparación a la primera. La tercera, en complicada danza junto con las otras dos, no provoca eclipse alguno por su posición y traslación orbital.

Espectro de Algol centrado en la línea de absorción provocada por el hidrógeno. Los datos analizados se obtuvieron de la AAVSO y corresponden a Kevin Gurney. Las observaciones fueron realizadas el 19 y 20 de enero de 2022.

La espectroscopía nos permite calcular con cierto grado de certeza la velocidad de la estrella eclipsante, beta Persei B. En la gráfica a la derecha, vemos la comparación de dos espectros: cuando Algol no está siendo eclipsada (curva azul) y cuando está cerca del eclipse (curva roja). Al comparar la posición de la línea de absorción correspondiente al hidrógeno alfa (H alfa = 6563.2 Angstroms), notamos que la forma de dicha curva cambia significativamente con respecto a la otra. Esto se debe a que la curva roja tiene las características de beta Persei B que se superponen a la estrella principal durante el eclipse. No sólo eso. Resulta que la posición de la sima entre una y otra curva está ligeramente desplazada hacia la derecha (corrimiento al rojo) en aproximadamente 1.8 Angstroms. Con este dato podemos calcular la velocidad de desplazamiento de beta Persei B por medio de la siguiente ecuación:

En donde,

V = velocidad

Lambda = es la longitud de onda de la línea de absorción tomada de un objeto en reposo

Delta Lambda = al diferencial de la longitud de onda entre dos observaciones

c = a la velocidad de la luz en el vacío, 3.0e8 m/s

Sustituyendo las variables por los valores que obtenemos de la comparación espectroscópica realizada, podemos decir que beta Persei B se desplaza a la increíble velocidad de 82,280 m/s alrededor de beta Persei A (¡29.6 millones de km/h!). ¡Es como un juego mecánico diseñado sólo para locos! Y aunque la velocidad es increíble, ésta sólo representa poco menos del 0.03% de la velocidad de la luz. Tal vez esto explica el corto período entre un mínimo y otro, que es de tan sólo 2.87 días (en otras palabras, cada casi 3 días terrestres hay un eclipse entre las dos estrellas desde nuestro punto de vista).

Nota importante: el cálculo de velocidad anterior lo hice yo, en base a los programas de análisis que tengo a mi disposición, programas que por supuesto no pueden compararse a los profesionales. Además, tengo que decirlo, estoy asumiendo que la única estrella que se mueve es beta Persei B, cuando esto no es exacto. Las dos estrellas giran una alrededor de la otra en torno a un centro de gravedad común, por lo que beta Persei A también contribuye a la velocidad de traslación calculada. Sirva, pues, este ejercicio para indicar que con los medios disponibles a los aficionados se pueden aproximar valores que pueden estar muy cercanos a la realidad.

Un reto de observación astrofotográfica que me he fijado es el de fotografiar este sistema terciario cuando esté en su máximo, para luego hacer lo mismo cuando esté en su mínimo. Esto para resaltar la diferencia entre ambos estados. En apariencia la tarea debería ser fácil. Sospecho que no lo es. Para hacer notar el cambio de brillo de Algol, es necesario fotografiarla cuando está en ambos estados, su mínimo y su máximo, y procurar que las condiciones atmosféricas y de ubicación en el plano celeste sean similares en ambas capturas. Además, deberé conservar los parámetros de captura fotográficos y, por supuesto, ejecutar los mismos pasos de procesado.

Aunque este "experimento" seguramente no arrojará ningún conocimiento nuevo sobre la naturaleza de este fascinante sistema, será una práctica que mostrará gráficamente el comportamiento del mismo.

Entonces, no se desconecten y sigan leyéndome por aquí.