Variável Algol - Algol variable
Variáveis Algol ou binários do tipo Algol são uma classe de estrelas binárias eclipsantes que estão relacionadas ao membro protótipo desta classe, β Persei (Beta Persei, Algol ) de um ponto de vista evolutivo. Um binário Algol é um sistema binário semidetachável onde o componente primário é um tipo inicial, estrela da sequência principal que não preenche seu lóbulo Roche , enquanto o componente secundário mais frio, mais fraco, maior e menos massivo fica acima da sequência principal em um Hertzsprung – Russell diagrama e preenche o lóbulo de Roche. No início de sua história, a estrela secundária teria sido mais massiva, evoluindo primeiro para preencher seu lóbulo Roche. Após uma rápida troca de massa, a estrela de preenchimento de lóbulos tornou-se menos massiva do que sua companheira.
Quando o componente mais frio passa na frente do mais quente, parte da luz deste é bloqueada e o brilho total do binário, visto da Terra , diminui temporariamente. Este é o mínimo primário do binário. O brilho total também pode diminuir, mas menos, quando o componente mais quente passa na frente do mais frio; este é o mínimo secundário.
O período , ou intervalo de tempo entre dois mínimos primários, é muito regular em períodos moderados de tempo (meses a anos), sendo determinado pelo período de revolução do binário, o tempo que leva para os dois componentes orbitarem um ao outro. A maioria das variáveis Algol são binários bastante próximos e, portanto, seus períodos são curtos, normalmente alguns dias. O menor período conhecido é de 0,1167 dias (~ 2: 48 horas, HW Virginis ); o mais longo é 9.892 dias (27 anos, Epsilon Aurigae ). Durante longos períodos de tempo, vários efeitos podem fazer com que o período varie: em alguns binários de Algol, a transferência de massa entre os componentes próximos da variável pode causar aumentos monotônicos no período; se um componente do par for magneticamente ativo, o mecanismo Applegate pode causar mudanças recorrentes no período da ordem de ∆P / P ≈ 10 −5 ; a frenagem magnética ou os efeitos de uma estrela de terceiro componente em uma órbita altamente excêntrica podem causar mudanças maiores no período.
As estrelas componentes dos sistemas binários Algol têm uma forma esférica ou ligeiramente elipsoidal. Isso os distingue das chamadas variáveis beta de Lyrae e das variáveis W Ursae Majoris , onde os dois componentes são tão próximos que os efeitos gravitacionais levam a graves deformações de ambas as estrelas.
Geralmente as amplitudes das variações de brilho são da ordem de uma magnitude , a maior variação conhecida sendo 3,4 magnitudes ( V342 Aquilae ). Os componentes podem ter qualquer tipo espectral , embora na maioria dos casos o componente mais brilhante tenha uma classe B, A, F ou G.
O próprio Algol , protótipo desse tipo de estrela variável , de designação Bayer Beta Persei , teve sua variabilidade registrada pela primeira vez em 1667 por Geminiano Montanari . O mecanismo para ser variável foi explicado corretamente pela primeira vez por John Goodricke em 1782.
Muitos milhares de binários Algol são agora conhecidos: a última edição do Catálogo Geral de Estrelas Variáveis (2003) lista 3.554 deles (9% de todas as estrelas variáveis).
| Designação (nome) | constelação | Descoberta | Magnitude aparente (máxima) | Magnitude aparente (mínima) | Faixa de magnitude | Período | Subtipo |
Tipos espectrais (componentes eclipsantes) |
Comente |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| ε Aur | Auriga | JH Fritsch , 1821 | 2 m .92 | 3 m .83 | 0,91 | 27,08 anos | GS | F0 Iab + ~ B5V | |
| U Cep | Cepheus | 6 m .75 | 9 m .24 | 2,49 | 2,49305 d | ||||
| R CMa | Canis Major | 5 m .70 | 6 m .34 | 0,64 | 1,13594 d | SD | sistema triplo | ||
| S Cnc | Câncer | Hind , 1848 | 8 m .29 | 10 m .25 | 1,96 | 9,48455 d | DS | ||
| α CrB (Alphecca ou Gemma) | Corona Borealis | 2 m .21 (B) | 2 m .32 (B) | 0,11 | 17,35991 d | DM | A0V + G5V | ||
| U CrB | Corona Borealis | 7 m .66 | 8 m .79 | 1,13 | 3.45220 d | SD | |||
| u Ela (68 Her) | Hércules | 4 m .69 | 5 m .37 | 0,68 | 2,05103 d | SD | |||
| VW Hya | Hidra | 10 m .5 | 14 m .1 | 3,6 | 2,69642 d | SD | |||
| δ Ori ( Mintaka ) | Orion | John Herschel , 1834 | 2 m .14 | 2 m .26 | 0,12 | 5,73248 d | DM | O9.5 II + B0.5III | |
| VV Ori | Orion | 5 m .31 | 5 m .66 | 0,35 | 1,48538 d | KE | |||
| β Per ( Algol ) | Perseu | Geminiano Montanari , 1669 | 2 m .12 | 3 m .39 | 1,27 | 2.86730 d | SD | B8V + K0IIV | protótipo, sistema triplo |
| ζ Phe | Fénix | 3 m .91 | 4 m .42 | 0,51 | 1.66977 d | DM | B6 V + B9 V | provável sistema quádruplo | |
| U Sge | Sagitta | 6 m .45 | 9 m .28 | 2,83 | 3,38062 d | SD | |||
| λ Tau | Touro | Baxendell , 1848 | 3 m .37 | 3 m .91 | 0,54 | 3,95295 d | DM | B3 V + A4 IV | sistema triplo |
| δ Vel | Vela | Otero, Fieseler , 2000 | 1 m .96 | 2 m .39 | 0,43 | 45,15 d | DM | A2 IV + A4 V | triplo, provável sistema quíntuplo |
| BL Tel | Telescopium | Luyten , 1935 | 7 m .09 | 8 m .08 | 0,99 | 778 d | GS | F4Ib + M | um componente pode ser variável |
- DM = Um sistema de sequência principal separado. Ambos os componentes são estrelas da sequência principal e nenhum preenche seu lóbulo Roche interno
- DS = Um sistema separado com uma subgigante. O subgigante não preenche sua superfície crítica interna
- GS = Um sistema com um ou ambos os componentes gigantes e supergigantes; um dos componentes pode ser uma estrela da sequência principal
- KE = Um sistema de contato do tipo espectral inicial (OA), ambos os componentes sendo próximos em tamanho às suas superfícies críticas internas.
- SD = Um sistema semi-separado. Uma estrela preenche seu lóbulo Roche.
Referências
- Eclipsing Binary Stars , D. Bruton (Stephen F. Austin State University)