Algol proměnná - Algol variable
Algol proměnné nebo Binární soubory typu Algol jsou třídou zatmění dvojhvězdy které souvisejí s prototypovým členem této třídy, β Persei (Beta Persei, Algol ) z evolučního hlediska. Algol binární je a dvojitý binární soubor systém, kde je primární komponenta raného typu, hlavní sekvence hvězda, která nevyplňuje své Roche lalok, zatímco chladnější, slabší, větší a méně masivní sekundární složka leží nad hlavní sekvencí v a Hertzsprung – Russellův diagram a plní Rocheův lalok. Na začátku své historie by sekundární hvězda byla masivnější, vyvíjející se nejprve, aby přeplnila svůj Rocheův lalok. Po rychlé hromadné výměně se hvězda naplňující lalok stala méně hmotnou než její společník.[1]
Když chladicí komponenta projde před teplejší, část jeho světla je zablokována a celkem jas binárního souboru, při pohledu z Země, dočasně klesá. Toto je primární minimum binárního souboru. Celkový jas se může také snížit, ale o to méně, když žhavější složka projde před chladnější; toto je sekundární minimum.
The doba, nebo časové rozpětí mezi dvěma primárními minimy, je velmi pravidelné po mírné časové období (měsíce až roky), které určuje revoluce periody binárního souboru, čas potřebný k tomu, aby obě komponenty jednou obíhaly kolem sebe. Většina proměnných Algol jsou poměrně blízké binární soubory, a proto jsou jejich období krátká, obvykle několik dní. Nejkratší známá doba je 0,1167 dní (~ 2:48 hodin, HW Virginis ); nejdelší je 9892 dní (27 let, Epsilon Aurigae ). Po dlouhou dobu mohou různé efekty způsobit změnu období: v některých binárních souborech Algol hromadný přenos mezi těsně rozmístěnými složkami proměnné může způsobit monotónní nárůst v období; pokud je jedna součást páru magneticky aktivní, Mechanismus Applegate může způsobit opakované změny v období řádově ∆P / P ≈ 10−5; magnetické brzdění nebo účinky hvězdy třetí složky na vysoce excentrické oběžné dráze mohou způsobit větší změny v období.[2]
Komponentní hvězdy binárních systémů Algol mají a sférický nebo mírně elipsoidní tvar. Tím se odlišují od tzv Proměnné beta Lyrae a Proměnné W Ursae Majoris, kde jsou obě složky tak blízko, že gravitační účinky vedou k vážným deformacím obou hvězd.
Obecně amplitudy variací jasu jsou řádově jedna velikost, největší známá variace je 3,4 magnitudy (V342 Aquilae ). Součásti mohou mít jakékoli spektrální typ, i když ve většině případů se zjistilo, že jasnější složka má třídu B, A, F nebo G.
Algol sám o sobě, prototyp tohoto typu proměnná hvězda, Označení Bayer Beta Persei, měl nejprve svou variabilitu zaznamenán v roce 1667 uživatelem Geminiano Montanari. Mechanismus jeho proměnné byl nejprve správně vysvětlen John Goodricke v roce 1782.
Nyní je známo mnoho tisíc binárních souborů Algol: nejnovější vydání Obecný katalog proměnných hvězd (2003) uvádí 3554 z nich (9% všech proměnných hvězd).
Označení (název) | Souhvězdí | Objev | Zdánlivá velikost (Maximum)[3] | Zdánlivá velikost (Minimální)[4] | Rozsah velikosti | Doba | Podtyp | Spektrální typy (zákrytové součásti) | Komentář |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
ε Aur | Auriga | J.H. Fritsch, 1821 | 2m.92 | 3m.83 | 0.91 | 27,08 let | GS | F0 Iab + ~ B5V | |
U Cep | Cepheus | 6m.75 | 9m.24 | 2.49 | 2.49305 d | ||||
R CMa | Canis Major | 5m.70 | 6m.34 | 0.64 | 1.13594 d | SD | trojitý systém | ||
S Cnc | Rakovina | Zadní, 1848 | 8m.29 | 10m.25 | 1.96 | 9.48455 d | DS | ||
α CrB (Alphecca nebo Gemma) | Corona Borealis | 2m0,21 (B) | 2m0,32 (B) | 0.11 | 17.35991 d | DM | A0V + G5V | ||
U CrB | Corona Borealis | 7m.66 | 8m.79 | 1.13 | 3.45220 d | SD | |||
u ní (68 Her) | Herkules | 4m.69 | 5m.37 | 0.68 | 2.05103 d | SD | |||
VW Hya | Hydra | 10m.5 | 14m.1 | 3.6 | 2.69642 d | SD | |||
δ Ori (Mintaka ) | Orion | John Herschel, 1834 | 2m.14 | 2m.26 | 0.12 | 5.73248 d | DM | O9.5 II + B0.5III | |
VV Ori | Orion | 5m.31 | 5m.66 | 0.35 | 1.48538 d | KE | |||
β Per (Algol ) | Perseus | Geminiano Montanari, 1669 | 2m.12 | 3m.39 | 1.27 | 2.86730 d | SD | B8V + K0IIV | prototyp, trojitý systém |
ζ Phe | Phoenix | 3m.91 | 4m.42 | 0.51 | 1.66977 d | DM | B6 V + B9 V | pravděpodobný čtyřnásobný systém | |
U Sge | Sagitta | 6m.45 | 9m.28 | 2.83 | 3.38062 d | SD | |||
λ Tau | Býk | Baxendell, 1848 | 3m.37 | 3m.91 | 0.54 | 3.95295 d | DM | B3 V + A4 IV | trojitý systém |
δ Vel | Vela | Otero, Fieseler, 2000 | 1m.96 | 2m.39 | 0.43 | 45.15 d | DM | A2 IV + A4 V | trojnásobný, pravděpodobný pětinásobný systém |
BL Tel | Teleskopium | Luyten, 1935 | 7m.09 | 8m.08 | 0.99 | 778 d | GS | F4Ib + M | jedna složka může být variabilní |
- DM = Odpojený systém s hlavní sekvencí. Obě složky jsou hvězdami hlavní posloupnosti a žádná z nich nevyplňuje svůj vnitřní lalok Roche
- DS = Samostatný systém s subgiantem. Subgiant nevyplňuje svůj vnitřní kritický povrch
- GS = Systém s jednou nebo oběma obřími a superobrými komponenty; jednou ze složek může být hvězda hlavní sekvence
- KE = Kontaktní systém raného (O-A) spektrálního typu, přičemž obě složky jsou co do velikosti blízké svým vnitřním kritickým povrchům.
- SD = Semidetached system. Jedna hvězda plní svůj Rocheův lalok.
Reference
- ^ Chen, Wen-Cong; Li, Xiang-Dong; Qian, Sheng-Bang (2006). "Orbitální evoluce binárních souborů Algol s kotoučem kolem". Astrofyzikální deník. 649 (2): 973–978. arXiv:astro-ph / 0606081. Bibcode:2006ApJ ... 649..973C. doi:10.1086/506433.
- ^ Applegate, James H. (1992). "Mechanismus pro modulaci orbitální periody v blízkých binárních souborech". Astrophysical Journal, část 1. 385: 621–629. Bibcode:1992ApJ ... 385..621A. doi:10.1086/170967.
- ^ (vizuální velikost, pokud není označena (B) (= modrá) nebo (p) (= fotografický))
- ^ (vizuální velikost, pokud není označena (B) (= modrá) nebo (p) (= fotografický))
- Zatmění binárních hvězd, D. Bruton (Stephen F. Austin State University)