astro.wikisort.org - Звезда

Затменные переменные типа Алголя (EA) являются разновидностью затменных двойных звёзд.

Характерные свойства

Когда более холодная звезда проходит перед более горячей, то часть света более горячей звезды затмевается, и общий блеск пары временно снижается. При этом на кривой яркости отмечается первичный минимум. Общий блеск также падает и в том случае, когда более горячая звезда проходит перед более холодной. Но в этом случае блеск падает гораздо меньше и на кривой блеска появляется вторичный минимум, который более чем на порядок меньше первичного.

Период, т. е. время между двумя первичными минимумами, весьма постоянный, т. к. определяется исключительно временем оборота одной звезды вокруг другой.

Переменные типа Алголя достаточно близкие системы и соответственно период затмений невелик, обычно несколько дней. Самый известный короткий период составляет 0,117 дней (2 часа 48 минут) у HW Девы[1], самый длинный — 9892 дней (27 лет) у ε Возничего. Если в системе происходят частные затмения, то минимумы на кривой блеска имеют остроконечный вид, поскольку блеск в этом случае постоянно меняется. А если имеют место полные затмения, то, в зависимости от относительных размеров компонентов системы, минимум кривой блеска представляет собой более или менее длинный отрезок[2].

Звёзды в подобных системах имеют сферическую или слегка эллипсоидную форму, что отличает их от затменных переменных других типов, например, затменных переменных типа β Лиры или затменных переменных типа W Большой Медведицы, в которых гравитационные эффекты настолько сильны, что приводят к серьёзным деформациям обеих звёзд. Ввиду этого на кривой блеска участки максимума имеют прямолинейный вид, а не плавно закруглённый[2].

Амплитуды изменения блеска переменных обычно порядка одной звёздной величины. Наиболее сильная известная амплитуда составляет 3,4 звёздной величины (V342 Орла). Компоненты двойной системы могут принадлежать к различным спектральным классам, но в большинстве случаев более яркая звезда принадлежит к классам B, A, F и G.

История

Прототипом данного класса звёзд стала звезда Алголь, β Персея. Её переменность была впервые описана в научной литературе в 1667 году Джиминиано Монтанари. А механизм переменности впервые был правильно объяснён Джоном Гудрайком в 1783 году.

В настоящее время известно более 3500 переменных типа Алголя, что составляет 9 % от общего числа переменных звёзд.

Примечания

Ссылки

• Затменные двойные звёзды (англ.), D. Bruton (Eclipsing Binary Stars Stephen F. Austin State University)

Литература

• Бронштэн В. А. Затменные переменные // Квант. — 1972. — № 9. — С. 22—29.

На других языках

---

[de] Algolstern

Der Begriff der Algolsterne (kurz Algols) beschreibt sowohl eine Klasse von bedeckungsveränderlichen Sternen, deren Helligkeit sich im Maximum nicht oder kaum ändert, als auch eine Gruppe von wechselwirkenden Doppelsternen. Beide Sternklassen sind nach ihrem Prototypen Algol im Sternbild Perseus benannt.

---

[en] Algol variable

Algol variables or Algol-type binaries are a class of eclipsing binary stars that are similar to the prototype member of this class, β Persei (Beta Persei, Algol). An Algol binary is a system where both stars are near-spherical such that the timing of the start and end of the eclipses is well-defined. The primary is generally a main sequence star well within its Roche lobe. The secondary may also be a main sequence star, referred to as a detached binary or it may an evolved star filling its Roche lobe, referred to as a semidetached binary.[1]

---

- [ru] Затменная переменная типа Алголя

---

---