Klik op onderstaande link voor SF Terra op Facebook: 

https://www.facebook.com/PRSFTerra/?fref=ts

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Algol, een eenzame wolf

door Dirk Bontes

copyright © 2011 door Dirk Bontes

 

Het was de dove Engelse amateurastronoom John Goodricke (1764-86; zijn moeder was een Nederlandse koopmansdochter en hij werd geboren in Groningen) die als eerste vermoedde dat Algol (HR 936) een bedekkingsveranderlijke dubbelster was.

Algol type dubbelsterren – er zijn er tenminste 3.554 (negen procent van alle variabele sterren) bekend – zijn nauwe, interacterende dubbelsterren waarvan de ene ster een hete spectraaltype B-A hoofdreeksster is en de andere een spectraaltype F-K subgigant of gigant is die zijn eigen Roche-lob vult; het dubbelstersysteem is in aanzienlijke mate magnetisch actief. Het archetype van deze dubbelsterren is Algol.

Algol is een systeem van drie sterren – Beta Persei A, B, en C – dat zich bevindt op een geschatte afstand van 92,8 lichtjaar van de Aarde. De grote en heldere, blauw-witte ster Beta Persei A vormt samen met de lichtzwakke, oranje-rode ster Beta Persei B een bedekkingsveranderlijke dubbelster; de afstand tussen beide sterren is slechts 0,062 AU (1 Astronomische Eenheid is de gemiddelde afstand tussen de Aarde en de Zon) en de excentriciteit van hun perfect cirkelvormige omloopbaan is – vanzelfsprekend – nul.

Algol A ligt in het Herzsprung-Russell diagram op de evolutionaire hoofdreeks en heeft met het spectraal- en helderheidstype B5-8 V een effectieve oppervlaktetemperatuur van twaalfduizend Kelvin. Hij telt mogelijk 3,59 Zonsmassa’s, heeft 2,88 maal de diameter van de Zon, en is 98 maal zo helder in zichtbaar licht en ongeveer 200 maal zo helder in ultraviolet licht. Hij is mogelijk nog geen 300 miljoen jaar oud en roteert met 65 km per seconde erg snel. (Onze Zon roteert met twee kilometer per seconde. FK Comae Berenices variabele sterren roteren aan hun evenaar met een snelheid van circa 100 kilometer per seconde; deze sterren besprak ik in mijn artikel genaamd Vogelbekdiersterren. Be sterren roteren gewoonlijk met snelheden groter dan 250 kilometer per seconde – en sommige Be sterren halen vijfhonderd kilometer per seconde.)

Algol B heeft het spectraal- en helderheidstype K0-2 IV; eerder werd gedacht dat het een gele G8 subgigantster was, of jonger.

De blauwachtig-witte dwergster Beta Persei C bevindt zich op een gemiddelde afstand van 2,69 AU van het sterrenpaar A en B en ze draaien om elkaar met een periode van 681 dagen (1,86 jaar) met Algol C in een baan met de hoge excentriciteit van e = 0,225; deze baan is vrijwel in hetzelfde vlak als de banen van A en B om elkaar. Vanaf de Aarde gezien heeft het vlak van die baan een hellingshoek van 83,98°, dus we kijken bijna tegen de rand van het systeem aan. Algol C werd in 1934 ontdekt door zijn invloed op de baan van de beide andere sterren, maar al eerder werd zijn bestaan in 1912 afgeleid uit smalle spectraallijnen. Hij werd vanaf 1973 door middel van spikkel-interferometrie afzonderlijk van de dubbelster waargenomen. Het spectraaltype van Algol C is onduidelijk; de ster is helderder dan de Zon en heeft op zijn minst net zoveel massa. Het is een ster die zich op de hoofdreeks van het Herzsprung-Russell diagram bevindt en die van het spectraal- en helderheidstype A5 V is (Ho-Il Kim, 1989); eerder werd gedacht dat het een gele F2 ster was (Alan S. Meltzer, 1957). (Merk op dat de observaties en inzichten zich steeds wijzigen. Latere Algol onderzoekers mopperen vaak dat eerdere Algol onderzoekers fouten hebben gemaakt, of dat hun metingen en observaties niet nauwkeurig genoeg waren.)

 

De totale helderheid van Algol neemt af met 1,3 magnitude – zo’n dertig procent – wanneer Beta Persei B gedeeltelijk de hoofdster A verduistert. Deze primaire bedekkingsperiode duurt ongeveer 9,5 uur en herhaalt zich elke 2 dagen 20 uur 49 minuten (2,86739 dagen; zeg maar 69 uur). Dertig uur na de primaire verduistering – precies (of bijna) midden tussen twee primaire eclipsen in – bedekt Beta Persei A in een nauwelijks waarneembare secundaire eclips de zwakkere ster B en wordt het systeem 0,1 magnitude minder helder.

Edward Charles Pickering bewees in 1881 dat Algol een bedekkingsveranderlijke dubbelster was.  Hermann Carl Vogel constateerde in 1889 periodieke Dopplerverschuivingen in het spectrum van Algol A en in het overliggende spectrum van Algol B, welke werden geïnterpreteerd als zijnde het gevolg van radiale snelheidsveranderingen van beide sterren. Vogel ontdekte daarmee in Algol A/B de eerste spectroscopische dubbelster.

Door de baan van Algol C verandert het spectrum van het systeem elke paar jaar.

Er schijnt elk jaar 1.8x10E-08 Zonsmassa's materie van Algol B naar Algol A overgedragen te worden. Mogelijk aanwezige circumstellaire materie is geassocieerd met radio- of  H (= waterstof) alpha-emissie.

 

Algol vlamt variabel op in radiostraling en in Röntgenstraling. Algol A is een late B ster met een radiatieve – er is dus geen convectie – buitenste laag, terwijl de koele subgigant Algol B in tegenstelling daarmee een dikke, convectieve buitenste laag heeft; om die reden wordt de radiostraling toegeschreven aan Algol B.

Van de radiostraling wordt gedacht dat deze verband houdt met zonnevlek-achtige magnetische activiteit; de magnetische velden van Algol A en B zijn tot tien keer krachtiger dan die van onze Zon. Er zijn radiovlammen waargenomen die zich tot één astronomische eenheid van Algol uitstrekten en die niet geassocieerd waren met een Röntgenstralingsvlam. De Yale Bright Star Catalogue vermeldt dat de radiovlammen gecorreleerd schijnen te zijn met periodieke discontinuïteiten die worden toegeschreven aan sterbevingen.

De radiostraling bestaat uit een rustig en een opvlammend gedeelte. Waarnemingen duiden er op dat de radiostraling afkomstig is van de poolgebieden van Algol B. Het rustige gedeelte is afkomstig van een groot gebied, het opvlammende gedeelte van een compact gebied. De radiostraling is circulair gepolariseerd met tegengestelde polariteit voor de twee poolgebieden, hetgeen een dipolair magnetisch veld suggereert. De radiostraling zou afkomstig zijn van optisch dunne gyrosynchrotronstraling door mild-relativistische elektronen.

De fractie van Algol-type dubbelsterren met radiostraling is beduidend groter dan de overeenkomstige fractie bij magnetische accretie-systemen zoals magnetische Cataclysmische Variabelen, waarvan alleen bij de dubbelsterren AE Aqr en AM Her herkenbare radiostraling is geconstateerd. (Dat betekent dat de radiostraling van Algol-type dubbelsterren niets met magnetische accretie-systemen te maken heeft.)

 

Van de gigantische Röntgenstralingsvlammen vermoedt men dat deze worden veroorzaakt door de interactie van de magnetische velden van beide sterren met de massaoverdracht, door het magnetisch remmen in de dubbelster, en door de dynamo- en oscillatieactiviteit die de oorzaak is van het magnetische veld.

De Exosat satelliet nam een drie uur durende Röntgenstralingsvlam waar die een temperatuur had van zestig miljoen graden en die plaatsvond in een magnetische lus die was verankerd in de K subgigant en die zich uitstrekte tot tweetiende van de straal van die ster.

Dat Algol B de oorsprong is van de Röntgenstraling werd vastgesteld door de teams van White, van Favata en van Chung. Chung constateerde in 2004 Dopplerverschuivingen in verschillende Röntgen-emissielijnen die correleerden met de baanbeweging van Algol B; de gemeten verschuivingen waren echter iets kleiner dan de verwachte waarden.

Eén gigantische Röntgenopvlamming werd geocculteerd tijdens een secundaire eclips, waarbij Algol A deels Algol B afdekt, waardoor de locatie van de opvlamming accuraat kon worden vastgesteld op net boven de zuidpool van Algol B.

 

Richards, Waltman & Ghigo (2002) constateerden dat er een periodiciteit van 48,9 +/- 1,7 dagen – dus circa 50 dagen, oftewel circa 17,1 omloopperiodes – was in het optreden van grote radiovlammen tot een energie van 1,4 Jy bij Beta Persei B.

 

Wanneer je ergens staat en een toon hoort, dan hoor je die altijd op dezelfde geluidssterkte. Idem voor een andere enkele toon. Wanneer je op die plaats echter twee tonen hoort die qua frequentie weinig van elkaar verschillen, dan hoor je de geluidssterkte periodiek toenemen en afnemen. Die periodiciteit wordt de slagperiode genoemd.

Alon Retter, Mercedes T. Richards, en Kinwah Wu analyseerden het radiospectrum van Algol en constateerden een superhump in het spectrum van Beta Persei B (Algol B). Het power spectrum suggereert dat Algol een fotometrische periodiciteit heeft die een paar procent langer is dan de baanperiodiciteit: een positieve superhump. Bij 8,3 gigaHerz troffen ze de hoogste piek aan bij  0.3292 ± 0.0013 dag-1 (d.w.z. 'per dag', dus dag tot de macht minus één) met een corresponderende periodiciteit van 3.037 ± 0.013 dagen, welke circa 6% langer is dan de binaire baanperiode van 2,8673 dagen. Die periodiciteit bevindt zich exact op de slagperiode tussen de 50-dagen periode van het optreden van grote radiovlammen en de baanperiode. De baanfrequentie zelf kwam niet boven de ruis uit. Bij 2,25 gigaHerz  werd de sterke piek van de 50-dagen periode geconstateerd. Ook waargenomen werd een signaal bij het dubbele van de 0,33 dagen-1 periode (en een slagperiodiciteit tussen de 1 dag-1 alias en de 0,33 dag-1 piek).

Superhumps worden aangetroffen als quasi-periodiciteiten in de lichtcurves van veel Cataclysmische Variabele (CV) dubbelsterren – die getypeerd worden door massaoverdracht van de oorspronkelijk lichtere ster naar een witte dwerg – die een paar procent kunnen verschillen van de periode van hun omloopbanen. Men meent dat deze quasi-periodiciteiten de slagperiodiciteit zijn tussen de omloopperiode en de apsidale precessie van een – wegens de massaoverdracht ontstane – accretieschijf. (Maar we hebben al eerder geconcludeerd dat de radiostraling van Algol niets te maken heeft met accretiemechanismen.)

 

Het team van William Peterson (2010) nam middels radiointerferometrie in het radiospectrum een gigantische quasi-stabiele, polengeörienteerde magnetische lus waar, die verankerd was in Algol B en die diens magnetosfeer domineerde, en die zich met een hoogte van één subgigantdiameter uitstrekt in de richting van Algol A; Algol B keert altijd dezelfde zijde met de coronale lus naar Algol A. De lus suggereert een asymmetrisch magnetisch veld tussen beide sterren. In tegenstelling met Algol B, geschieden bij onze Zon het opvlammen en coronale lus-activiteiten zich echter in relatief compacte magnetische structuren nabij de evenaar, waar de lussen geassocieerd zijn met zonnevlekken. De coronale lus van Algol B heeft een magnetische veldsterkte die het duizendvoudige is van die van het magnetische veld in een coronale lus van onze Zon.

 

Het team van Csizmadia (2009) deed in december 2006 interferometrische waarnemingen aan Algol met het CHARA instrument (met een basislijn van 200 meter) in het nabije infra-rood (Ks = 2.133 μm) en met het Europese Very Long Baseline Interferometer netwerk bij 5 GHz. CHARA onderscheidde de dubbelster, maar het team van Csizmadia zag Algol C klaarblijkelijk niet.

Het team van Csizmadia berekende banen van Algol A–B met een rotatie die tegengesteld waren  aan de eerder vastgestelde baanbewegingen door het team van Lestrade (1993). De tegengestelde resultaten werden geweten aan onvoldoende informatie.

Op 30 april 2010 publiceerde het team van R.T. Zavala een artikel dat zich op de tegenstrijdige waarnemingen richtte en waarin ze meldden ondubbelzinnig te hebben vastgesteld dat de baanbeweging van Algol A-B retrograde is en bijna in het vlak ligt van de – door hen wel opgeloste – baan van Algol C.

 

En dan is er nog de Algol paradox. De sterren in een dubbelster vormen zich gewoonlijk tegelijkertijd, maar de zwaardere van de twee zal sneller evolueren. Echter: de zware ster Algol A bevindt zich nog steeds op de evolutionaire hoofdreeks, terwijl de lichtere ster Algol B een subgigant is die zich in een veel later evolutionair stadium bevindt. Hoe kan dat? De geaccepteerde verklaring is dat toen Algol B opzwol tot een subgigant hij zijn Roche-lob tot overvloeiens toe vulde en dat alle overvloeiende massa werd overgedragen aan de toen nog lichtere en evolutionair jongere ster Algol A. In soortgelijke Algol-type dubbelsterren wordt zo'n gasstroom waargenomen.

 

Dan nu de analyse en interpretatie van bovenstaande 'informatie'.

Een hoop van deze informatie omtrent Algol had ik begin 2011 al verzameld, alsmede nog veel meer informatie over andere fenomenen. Algol was een vreemde eend in die bijt. Ik was gericht op een ander principe en Algol stak als een graat in mijn keel.

Dat er iets aan het beeld van Algol niet deugde, was me vanaf het eerste moment duidelijk, maar ik kon er niet de vinger op leggen.

Er zaten me verschillende dingen dwars. De voornaamste was dat we tegen het systeem aankijken als tegen de rand van een grammofoonplaat. En dan was de baan van Algol C ook nog in hetzelfde vlak als die van Algol A en B. En over Algol C gesproken, diens baan heeft een gigantische excentriciteit, terwijl de banen van Algol A en B perfect cirkelvormig zijn. De baan van Algol C is zelfs nog excentrieker dan die van Mercurius (e = 0,2056). Nu had ik ruim tien jaar geleden in mijn astronomieboek al gededuceerd dat de excentriciteit van Mercurius werd  veroorzaakt omdat hij zich zo dicht bij de Zon door een sterk veranderend magnetisch veld bewoog en in reactie daarop zich zo ver mogelijk van de Zon verwijderde. De – achteraf gezien foute – conclusie dat de baanexcentriciteit van Algol C om dezelfde reden zo hoog is, ligt dan voor de hand. Maar waarom zijn dan in tegenstelling daarmee de banen van Algol A en B perfect cirkelvormig? Je zou verwachten dat die nog veel excentrischer zouden zijn.

 

Interessant is ook nog deze tegenstelling tussen visuele en spectroscopische dubbelsterren: de banen van visuele dubbelsterren, die een periode van jaren tot honderden jaren kunnen hebben, zijn gewoonlijk excentrisch, terwijl de banen van de kortperiodieke nauwe spectroscopische dubbelsterren vaak een sinusachtige snelheids-tijd grafiek hebben die impliceert dat hun banen cirkelvormig zijn. Daar wringt dus iets. Niet alleen gedragen de meeste onbewezen spectroscopische 'dubbelsterren' zich anders dan de bewezen visuele dubbelsterren, maar ze gedragen zich bovendien nog anders dan ik op grond van mijn theoriën verwacht. Mijn conclusie is dan ook dat al deze spectroscopische 'dubbelsterren' in werkelijkheid enkelvoudige sterren zijn.

 

In mijn artikel “De ster binnenin” concludeerde ik dat hele categoriën van dubbelsterren in feite geen dubbelsterren zijn, maar enkelvoudige sterren waarvan zowel de bewegingen van de buitenste laag alswel van de kern van de ster als Dopplerverschuivingen in het spectrum van de ster worden waargenomen. Kon dat met Algol ook het geval zijn? Mijn conclusie was: ja. (En deze foute conclusie zette me qua oorzaak een tijd op het verkeerde spoor; alhoewel dat mijn andere conclusies veelal niet verandert.) Vanwege de perfect cirkelvormige banen kan Algol immers geen dubbelster zijn (Algol C laten we voorlopig verder even buiten beschouwing; het draait hier om Algol A/B). Algol moet dus een enkelvoudige ster zijn. Dat betekent dat vrijwel alles van bovenstaande informatie over Algol verkeerde interpretaties van de waarnemingen zijn. Er is geen massaoverdracht en er is geen accretieschijf.

 

'Garbage in, garbage out' is een bekend gezegde en dat gaat ook hier op. Zo zijn de astronomen die de gigantische coronale lus van Algol B waarnamen, er bij hun berekeningen en interpretatie van uitgegaan dat Algol een dubbelster is. Zouden ze er in plaats daarvan van zijn uitgegaan dat het een enkelvoudige ster is, dan zouden ze hun interferometriewaarnemingen niet hebben geïnterpreteerd als zijnde die van een coronale lus, maar als van een doorsnede van het externe dipool magnetische veld van de enkelvoudige ster Algol.

Met de conclusie dat Algol geen dubbelster is, maar een enkelvoudige ster, zijn we de lastige anomale – in de polen verankerde, in plaats van een equatoriaal fenomeen te zijn – coronale lus dus ook in één keer kwijt en hebben we er een prachtig en standaard 'gewoon' magnetisch veld voor in de plaats.

Datzelfde 'Garbage in, garbage out' gezegde gaat op voor de andere interferometriewaarnemingen van Algol: bij de interpretatie van die waarnemingen, voor zover ik ze heb gelezen, wordt uitgegaan van eerder gevonden 'feiten' over Algol A, B en C. En als die 'feiten' niet deugen, dan deugt de daarop gebaseerde interpretatie van een interferometriewaarneming ook niet. Ik heb derhalve enorme twijfels over het bestaan van Algol C – en acht diens bestaan als zelfstandige ster vooralsnog onbewezen.

 

Maar wat is Algol dan wel precies? Wat verklaart zijn licht-curve en de andere waargenomen fenomenen? Ik overwoog enige maanden of de kern van Algol een Cepheïde was; die sterren pulseren op een perfect oscillerende manier vanwege het kappa-mechanisme (de Eddington valve), waarbij een buitenste atmosfeerlaag ondoorzichtig wordt, en dus licht en hitte gevangen houdt, wanneer hij zo heet wordt dat het eenwaardig geïoniseerde helium in die laag ook zijn laatste elektron kwijtraakt. De Cepheïde verduistert dan in principe, de laag wordt opaak, maar de Cepheïde zwelt dan ook op en gaat daardoor toch meer licht uitstralen. Het zou de primaire minima van Algol mooi verklaren – maar niet de secundaire minima. Bovendien geleek de lichtcurve van Algol niet op die van een Cepheïde.

De lichtcurve van Algol lijkt op een plateau met nauwe, diepe minima en halverwege tussen de diepe minima een nauwelijks waarneembaar ondiep minimum. De lichtcurves van Cepheïden daarentegen gelijken op die van een zaagtand.

 

Ik vond een zwakke gelijkenis tussen de lichtcurve van de gele supergigant R Scuti en die van Algol. R Scuti, een pulserende RVa Tauri ster, had ik al eerder in mijn artikel 'De ster binnenin' als Cepheïde besproken.

De circa honderd bekende RV Tauri sterren zijn post-AGB (Asymptotic Giant Branch) supergiganten met een karakteristiek patroon van afwisselend diepe, primaire minima en ondiepe, secundaire minima met amplitude verschillen tot vier magnitudes en met perioden variërend van dertig tot honderdenvijftig dagen. De supergigant R Scuti heeft een periode van 142 dagen tussen de diepe minima (volgens anderen een periode van 140 tot 146 dagen); en van 71 dagen tussen diep minimum en ondiep minimum. In tegenstelling tot Cepheïden hebben RV Tauri sterren een lage massa ter grootte van die van onze Zon.

Een dozijn bekende Algol-type dubbelsterren hebben veel kortere periodes dan de RV Tauri sterren: van 1,20 dagen tot 6,95 dagen – waarvan Algol zelf een periode heeft van 2,86739 dagen.

Een team van M. Matsuura beargumenteerde evenwel in 2002 dat R Scuti geen post-AGB Cepheïde is, maar een thermaal pulserende AGB-ster in een helium fuserende fase.

 

Ik verklaarde eerder in mijn artikel “De ster binnenin” de RV Tauri lichtcurves uit twee ompolingen van het magnetische veld van de kern: de eerste veroorzaakt een diep minimum, bij de tweede is de opake laag onvoldoende afgekoeld en zet deze snel weer uit, hetgeen het ondiepe minimum verklaart. Indien de laatste verklaring ook op Algol van toepassing is, dan doet dat echter de vraag rijzen waarom het ondiepe Algol minimum zo erg ondiep is. Na een dikke maand piekeren, concludeerde ik dat ik er niet uitkwam: hoe aantrekkelijk mijn pulserende lagen model voor Algol ook is – en misschien is het wel correct – ik slaag er op deze manier niet in om de ondiepe minima van Algol overtuigend te verklaren.

 

Tezelfdertijd overwoog ik een ander principe dat de Algolraadsels kon verklaren. Ik kwam weer terug bij het thema van het artikel dat ik oorspronkelijk wilde schrijven en waar Algol niet bij leek te passen. Dat artikel zou (en zal) gaan over de delusie van de honderden vermeende exoplaneten (en analoog daaraan ook dubbelsterren) die men bij andere sterren denkt te hebben ontdekt.

In de vier verschillende edities van mijn astronomieboek ontwikkelde en verfijnde ik aan het eind van het vorige millennium hypotheses die deze exoplaneten uit de interactie van het uitgezonden licht met de magnetische veldlijnen van de ster verklaarden: namelijk uit het Zeeman effect. Deze verklaring vereiste dat ik een draak introduceerde, namelijk een speculatief bepaald gedrag van de elektronen die het licht uitzenden, waardoor ze als gelijkrichter zouden functioneren van de door het Zeeman effect bisymmetrisch verschoven spectraallijnen. Deze verklaring zat me in de loop der jaren steeds minder lekker. Ongeveer vier jaar geleden boog ik me er in een loos moment weer eens over en toen viel me een veel beter principe in dat de plaats van het Zeeman effect in mijn model perfect kon overnemen en dat geen draak nodig had: gyroscopische inertie; ik publiceer deze oplossing nu voor het eerst – maar de natuurkundige formules heb ik nog steeds niet uitgewerkt.

In één van mijn tekstboeken natuurkunde wordt het principe van de gyroscopische inertie met een tekening geïllustreerd: Neem een verticale stok die het einde van een horizontale stok als een wrijvingsloos gewricht ondersteunt. Geef de horizontale stok een zet zodat hij rustend op de verticale stok ronddraait. De zwaartekracht zal het vrije eind van de horizontale stok naar beneden trekken. Bevestig echter een draaiend wiel aan het vrije eind van de horizontale stok – en hij valt niet naar beneden! De horizontale stok beweegt dan in een golfbeweging met toenemende uitwijking (= amplitude) op en neer door zijn horizontale vlak terwijl hij om de verticale stok draait.

Denk aan een magneetlijn voor de verticale stok, aan de afstand tussen de magneetlijn en een om die lijn draaiend elektron voor de horizontale stok, en zie het elektron – dat spin (= draaimoment) heeft – als het wiel. Dan hebben we daar gyroscopische inertie.

Een essentieel onderdeel van mijn hypotheses is dat de magnetische veldlijnen in de gaslagen hun oriëntatie veranderen (als gevolg van bv. differentieële rotatie) en daardoor cyclisch het door het elektron uitgezonden licht beïnvloeden, hetgeen verantwoordelijk is voor de periodieke verschuiving van de lijnen in het spectrum van de ster. Aangezien het elektron wegens zijn gyroscopische inertie in hetzelfde vlak blijft draaien, zal de magnetische veldlijn zijn oriëntatie kunnen wijzigen zonder dat dit de beweging van het elektron beïnvloedt. (Dat moet nog natuurkundig aangetoond worden, maar ik ga er zonder meer van uit dat het principe deugt. Let wel: deze revolutionaire hypothese gaat lijnrecht in tegen de doctrine uit de elektriciteitsleer dat een elektron altijd in een vlak loodrecht op de magnetische veldlijn om die veldlijn heencirkelt!)

Deze gyroscopische inertie is in principe ook van toepassing op de quantummechanische toestand van het elektron in een atoom: volgens de Wet van behoud van draai-impuls zal de – constant gedachte! – spin van het elektron dan moeten toe- of afnemen wanneer hij zijn optimale orbital verlaat, hetgeen een verklaring voor de waarschijnlijkheidswolk kan geven.

 

Exoplaneten zijn er in drie variëteiten: 1. De normale 'Jupiter': een planeet op redelijk afstand van zijn ster in een cirkelvormige baan; 2. De 'hete Jupiter': de exoplaneet bevindt zich in een perfect cirkelvormige baan die zijn ster bijna raakt en er veel dichter bij is dan de afstand van Mercurius tot onze Zon; 3. De excentrieke Jupiter: een planeet op grote afstand van zijn ster met een hoge baanexcentriciteit.

Het eerste type exoplaneet verklaarde ik uit de draaiing en ompoling van het normale magnetische veld van de ster. In het geval van Algol is dat de periode van bijna vijftig dagen. Het tweede type exoplaneet verklaarde ik uit de draaiing en ompoling van het magnetische veld van een Jupiter-type Grote-Rode-Vlek-achtige (JRS) cycloon; in het geval van Algol zou dat overeenkomen met de vermeende baanperiodiciteit van Algol A-B. Het derde type exoplaneet verklaarde ik na veel piekeren uit de draaiing en ompoling van het magnetische veld van roterende plasmabanden; in het geval van Algol zou dat overeenkomen met de vermeende baanperiodiciteit van Algol C. Ik verklaarde destijds ook het ontstaan van de banden en vooral van de cycloon. Druk uw handen stevig tegen elkaar en beweeg ze dan langs elkaar: dat gaat stroef. Neem nu een potlood (de cycloon) tussen uw handen en  beweeg ze nog eens langs elkaar: nu gaat het vlot en gesmeerd, als op wieltjes.

 

De vijftig dagen periodiciteit en de daarmee samenhangende fenomenen worden dus perfect verklaard uit de normale ompoling van het magneetveld van de (kern van de) ster. De periodiciteit van Algol C en de daarmee samenhangende fenomenen worden perfect verklaard uit de ompoling van het magnetische veld in de gasbanden (alhoewel het merkwaardig is dat die periode veel langer is dan de vijftig dagen periode; ik denk nu dat deze grotere periodiciteit van de gasbanden overeenkomt met de normale ompolingsperiodiciteit en dat de vijftig dagen periodiciteit inderdaad de kern betreft). De periodiciteit van Algol A-B wordt perfect verklaard uit de ompoling van de magnetische veldlijnen die opgewonden worden door een Rode-Vlek-achtige cycloon; het is dan wel een gigantische cycloon, want hij neemt immers periodiek een derde van al het licht van de ster dat wij zien weg en zou dus een derde van het voor ons zichtbare oppervlak van de ster moeten beslaan – of althans daar invloed op uitoefenen. Blijft over de diepe en ondiepe minima en het verschil daartussen te verklaren.

In mijn astronomieboek verklaarde ik de afname van lichtintensiteit bij 'Hete Jupiters' uit het uitstoten van lichtafschermende gassen en stof door de energie die vrijkomt bij de ompoling van het magnetische veld in een JRS cycloon, hetgeen de illusie van een eclips veroorzaakt. Dat lijkt hier niet het geval te zijn en misschien is dat wel nooit het geval. In mijn vorige artikels ontwikkelde ik evenwel een Cepheïde-achtig helium-ionisatie model om de verduistering in zonnevlekken en van sterren te verklaren – en dat dunkt me hier het geval te zijn. Door de draaïng van de cycloon worden de magnetische veldlijnen in de cycloon strak opgewonden. Op een gegeven moment wordt de cycloon, net zoals zonnevlekken, wegens de Eddington valve ondoorzichtig en wordt de ster dus (iets) lichtzwakker. (De waargenomen coronale radiolus, die immers geassocieerd is met zonnevlekken, is voor deze hypothese een ondersteunend argument.) Daarbij moeten we wegens de periodieke ompoling van de richting van de magnetische veldlijnen in de JRS cycloon twee verschillende toestanden onderscheiden. (De draairichtingen van de cycloon en van de twee banden waartussen deze geklemd is, veranderen niet – en die van de richting van de magnetische veldlijnen in de banden gedurende lange tijd ook niet.) In de eerste toestand is de richting van de magnetische veldlijnen in de cycloon identiek aan die van de magnetische veldlijnen in de twee nabijgelegen tegengesteld bewegende banden; in die toestand werkt dus alles mee en we mogen verwachten dat het opwinden van de magnetische veldlijnen in de cycloon wordt bevorderd: dit heeft een diep minimum tot gevolg. In de tweede toestand is het magnetische veld in de cycloon omgepoold en is het dus tegengesteld aan die van de richtingen van het magnetische veld in de twee nabijgelegen tegengesteld bewegende banden; in die toestand werkt dus alles tegen en we mogen verwachten dat het opwinden van de magnetische veldlijnen in de cycloon wordt bemoeilijkt: dit heeft een ondiep minimum tot gevolg.

Het verschil tussen de twee toestanden (en/of in combinatie met de ompoling van de magnetische veldlijnen in de tegengesteld bewegende gasbanden) is er naar mijn mening ook verantwoordelijk voor dat astronomen die ervan uitgaan dat Algol A-B een dubbelster is, de ene keer zullen denken dat de sterren in normale banen bewegen en de andere keer dat ze in retrograde banen bewegen. (Dat geldt dan ook voor een klein aantal exo-planeten – allemaal 'hete Jupiters' – waarvan tot ieders verbijstering (niet die van mij, achteraf) werd vastgesteld dat ze in retrograde banen bewegen.)

 

Het laatste overblijvende raadsel is de tijdens een ondiep minimum geocculteerde Röntgenvlam. Nu wordt ervan uitgegaan dat röntgenstraling bij koele sterren afkomstig is uit een hete magnetische corona. Snelle rotatie (als in de snel ronddraaiende cycloon) schijnt ook bevorderlijk te zijn voor de emissie van Röntgenstraling – maar aangezien de cycloon altijd draait, kunnen we die rotatie uitsluiten: het is een constante.

Bij een Röntgenvlam wordt er een grote hoeveelheid materie de ruimte in geworpen die door de hete chromosfeer en door de corona ploegen en deze verhitten tot tientallen miljoenen Kelvin.

Ik speculeer: Veronderstel nu eens dat dit minder makkelijk gaat tijdens een – tegenwerkend – ondiep minimum? Veronderstel dat de magnetische lus waarin de uitgestoten deeltjes zich bevinden, wordt ontbonden door de interactie met het tegenwerkende magnetische veld? Dat zou de schijnbare occultatie verklaren.

 

En of Cataclysmische Variabele (CV) dubbelsterren met superhumps in hun lichtcurves nu echt dubbelsterren zijn?

 

Referenties (op jaartal)

“Dimensions of the Fixed Stars, with especial reference to Binaries and Variables of the Algol type.” Edward C. Pickering. Astronomical register. 50 (1-2): 253–256. (1881)

“A Spectroscopic Investigation of Algol.” A.S. Meltzer. Astrophysical Journal. vol. 125, p.359. (1957)

“X-ray observations of Algol.” N.E. White et al. Astrophysical Journal. Part 2 - Letters to the Editor, vol. 239, p. L69-L71. (July 15, 1980)

“Two Centuries of Study of Algol Systems.” A.H. Batten. Space Science Reviews. 50 (1/2): 1–8. (1989)

“BV light curve analysis of Algol.” Kim, Ho-Il. Astrophysical Journal. Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 342, July 15, 1989, p. 1061-1067.

“VLBI astrometric identification of the radio emitting region in Algol and determination of the orientation of the close binary.” J.F. Lestrade et al. ApJ. 410, 808. (1993)

“The structure of Algol's corona: a consistent scenario for the X-ray and radio emission.” F. Favata et al. Astronomy and Astrophysics. v.362, p.628-634. (2000)

“The extended atmosphere and evolution of the RV Tau star, R Scuti.” M. Matsuura et al. A&A.

Volume 387, Number 3. p. 1022 – 1031. (June I, 2002)

“Statistical Analysis of 5 Year Continuous Radio Flare Data from  Persei, V711 Tauri,  Librae, and UX Arietis.” Mercedes T. Richards et al. The Astrophysical Journal Supplement Series. 147:337-361. (2003 August)

“Doppler Shifts and Broadening and the Structure of the X-Ray Emission from Algol.” Sun Mi Chung et al. The Astrophysical Journal. 606:1184-1195. (2004 May 10)

“Evidence for Superhumps in the Radio Light Curve of Algol and a New Model for Magnetic Activity in Algol Systems.” Alon Retter et al. The Astrophysical Journal. 621:417-424. (2005 March 1)

“Interferometric observations of the hierarchical triple system Algol.” Sz. Csizmadia et al. The Astrophysical Journal. Volume 705  Number 1, p. 436.  (2009)

“A large coronal loop in the Algol system.” William M. Peterson et al. Nature. 463, 207-209 (14 January 2010).

“The Algol triple system spatially resolved at optical wavelengths.” R. T. Zavala et al. The Astrophysical Journal Letters. 715: L44. (2010)

(Title unknown. Andrew Collier Cameron of the University of St. Andrews at the Royal Astronomical Society National Astronomy Meeting (NAM 2010) in Glasgow. Over retrograde 'hot Jupiters'.)