Переменная Алгола - Algol variable

Сложенная по фазе кривая блеска переменной Algol Zeta Phoenicis, записанная спутником NASA Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS)

Алгольные переменные или двойные системы типа Алгол представляют собой класс затменных двойных звезд , которые с эволюционной точки зрения связаны с прототипом этого класса, β Персей (Бета Персей, Алгол ). Двойная система Алгола - это наполовину разделенная двойная система, в которой главный компонент представляет собой звезду раннего типа главной последовательности , которая не заполняет свою полость Роша , в то время как более холодный, более слабый, более крупный и менее массивный вторичный компонент находится над главной последовательностью в системе Герцшпрунга-Рассела. диаграмму и заполняет полость Роша. В начале своей истории вторичная звезда была бы более массивной и развивалась бы первой, чтобы заполнить свою полость Роша. После быстрого массообмена звезда, заполняющая лепестки, стала менее массивной, чем ее спутник.

Когда более холодный компонент проходит перед более горячим, часть света последнего блокируется, и общая яркость двойной системы, если смотреть с Земли , временно уменьшается. Это основной минимум двоичного файла. Общая яркость также может уменьшиться, но в меньшей степени, когда более горячий компонент проходит перед более холодным; это вторичный минимум.

Период продолжительность, или время между двумя главными минимумами, очень регулярно в течение умеренных периодов времени (месяцев до нескольких лет), которые определяются в оборот периода двоичного файла, время, необходимое для двух компонентов, один раз орбите вокруг друг друга. Большинство переменных Algol - это довольно близкие двоичные файлы, поэтому их периоды короткие, обычно несколько дней. Самый короткий из известных периодов составляет 0,1167 дней (~ 2: 48 часов, HW Virginis ); самый длинный - 9892 дня (27 лет, Epsilon Aurigae ). В течение длительных периодов времени различные эффекты могут вызывать изменение периода: в некоторых двоичных файлах Алгола перенос массы между близко расположенными компонентами переменной может вызывать монотонное увеличение периода; если один компонент пары магнитоактивен, механизм Эпплгейта может вызывать повторяющиеся изменения периода порядка ∆P / P ≈ 10 −5 ; магнитное торможение или влияние звезды третьего компонента на сильно эксцентричной орбите могут вызвать большие изменения периода.

Составляющие звезды двойных систем Алгола имеют сферическую или слегка эллипсоидальную форму. Это отличает их от так называемых бета переменной Лиры и переменных W Большой Медведицы , где эти два компонента настолько близки , что гравитационные эффекты приводят к серьезным деформациям обоего звезд.

Как правило, амплитуды изменений яркости имеют порядок величины , наибольшее известное изменение составляет 3,4 звездной величины ( V342 Aquilae ). Компоненты могут иметь любой спектральный тип , хотя в большинстве случаев более яркий компонент имеет класс B, A, F или G.

Изменчивость самого Алгола , прототипа этого типа переменной звезды , обозначенной Байером как Бета Персей , впервые была зафиксирована в 1667 году Джеминиано Монтанари . Механизм его изменчивости был впервые правильно объяснен Джоном Гудрике в 1782 году.

Сейчас известны многие тысячи двойных звезд Алгола: последнее издание Общего каталога переменных звезд (2003) перечисляет 3554 из них (9% всех переменных звезд).

Это динамический список, который, возможно, никогда не сможет удовлетворить определенные стандарты полноты. Вы можете помочь, добавив недостающие элементы из надежных источников .
Обозначение (имя) Созвездие Открытие Видимая звездная величина (максимум) Видимая величина (минимум) Диапазон величины Период Подтип Спектральные типы
(затменные компоненты) 		Комментарий
ε Aur Возничий Дж. Х. Фрич , 1821 г. 2 м 0,92 3 м 0,83 0,91 27.08 лет GS F0 Iab + ~ B5V  
U Cep Цефей   6 м .75 9 м .24 2,49 2.49305  д  
R CMa Canis Major   5 м. 70 6 м 0,34 0,64 1,13594  г SD тройная система
S Cnc Рак Хинд , 1848 г. 8 м 0,29 10 м. 25 1,96 9,48455  д DS  
α CrB (Альфекка или Джемма) Корона Бореалис   2 м. 21 (В) 2 м. 32 (В) 0,11 17,35991  г DM A0V + G5V  
U CrB Корона Бореалис   7 м 0,66 8 м 0,79 1.13 3,45220  г SD  
ты ее (68 ее) Геркулес   4 м 0,69 5 м. 37 0,68 2,05 · 103  д SD  
VW Hya Гидра   10 м. 5 14 м 0,1 3,6 2,69642  г SD  
δ Ори ( Минтака ) Орион Джон Гершель , 1834 г. 2 м .14 2 м 0,26 0,12 5,73248  г DM O9.5 II + B0.5III  
В.В. Ори Орион   5 м. 31 5 м 0,66 0,35 1,48538  г KE  
β Пер ( Алгол ) Персей Близнецы Монтанари , 1669 г. 2 м .12 3 м 0,39 1,27 2,86730  г SD B8V + K0IIV прототип, тройная система
ζ Phe Феникс   3 м 0,91 4 м. 42 0,51 1,66977  г DM B6 В + B9 В вероятная четверная система
U Sge Сагитта   6 м .45 9 м. 28 2,83 3,38062  г SD  
λ Тау Телец Баксенделл , 1848 г. 3 м. 37 3 м 0,91 0,54 3,95295  г DM B3 V + A4 IV тройная система
δ Vel Вела Отеро, Физелер , 2000 1 м 0,96 2 м 0,39 0,43 45,15  г DM A2 IV + A4 V тройная, вероятная пятикратная система
BL Tel Телескопиум Лютен , 1935 г. 7 м .09 8 м .08 0,99 778  г GS F4Ib + M один компонент может быть переменным
  • DM = отдельная система главной последовательности. Оба компонента являются звездами главной последовательности и ни один из них не заполняет внутреннюю полость Роша.
  • DS = обособленная система с субгигантом. Субгигант не заполняет свою внутреннюю критическую поверхность
  • GS = система с одним или обоими гигантскими и сверхгигантскими компонентами; один из компонентов может быть звездой главной последовательности
  • KE = контактная система раннего (OA) спектрального класса, оба компонента по размеру близки к их внутренним критическим поверхностям.
  • SD = Полуотдельная система. Одна звезда заполняет ее полость Роша.

использованная литература