Variable de algol

Animación de un binario eclipsante, a continuación se muestra la curva de luz . ^[1] ^[2]

Una variable Algol (o variable de tipo Algol ) es una estrella binaria eclipsante .

Descripción

El prototipo de este tipo de estrellas variables es Algol (Beta Persei). La variabilidad de Algol fue descubierta por el astrónomo italiano Geminiano Montanari en 1669 . En cambio, el mecanismo subyacente a su variabilidad fue explicado por primera vez por John Goodricke en 1782 .

Actualmente se conocen varios miles de variables de Algol, la última edición del Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) de 2003 ^[3] enumera 3554, aproximadamente el 9% de todas las estrellas variables.

A medida que el componente más frío del sistema binario pasa frente a la estrella más caliente, parte de la luz de la estrella más caliente se bloquea y el brillo total del sistema binario visto desde la Tierra sufre una caída temporal. Este es el llamado mínimo primario . El brillo total puede disminuir, en menor medida, incluso cuando el componente más caliente pasa por delante del más frío; este es el mínimo secundario .

El período de tiempo que transcurre entre dos mínimos primarios es muy regular, depende del movimiento de revolución del sistema, es decir, del tiempo que tardan las dos componentes en orbitar entre sí.
En la mayoría de los sistemas binarios, los componentes están bastante juntos, por lo que su período es corto, generalmente del orden de unos pocos días. El período más corto conocido es de aproximadamente 0,117 días (2,8 horas) y pertenece a la estrella HW Virginis . El más largo es de unos 9892 días (27 años) y es de la estrella Epsilon Aurigae .

Las estrellas constituyentes de un sistema binario similar a Algol tienen una forma esférica o, como mucho, ligeramente elipsoidal . Esta característica las diferencia de las variables Beta Lyrae y de las variables W Ursae Majoris , en las que los dos componentes están tan cerca que se deforman fuertemente por efectos gravitacionales . ^[4]

Generalmente, la amplitud de la variación de brillo es del orden de 1 magnitud . La mayor variación conocida es de 3,4 magnitudes ( V342 Aquilae ). Los componentes de los sistemas tipo Algol pueden tener cualquier tipo espectral , aunque en la mayoría de los casos son de tipo B, A, F o G.

La siguiente tabla enumera algunas de las variables de Algol más brillantes.

Nombre de pila	Tipo espeluznante	Magn. aplicación. máximo	Magn. aplicación. mínimo	Periodo (días)
Beta Aurigae	A2IV + A2IV-V	1,89	1,98	3,96
Delta Velorum	A0V + A1V	1,96	2,36	45,2
Algol (prototipo)	B8V + K0IV	2.12	3.39	2,87
Mintaka	O9.5II + B0.5III	2,20	2,32	5.73
Joya	A0V + G5V	2.21	2,32	17,4
Delta Cassiopeiae	A5V +?	2,68	2,76	759
Deneb Algedi	A7III +?	2,81	3,05	1.02
Gama persei	G8III + A3V	2,91	3,21	5346
Epsilon Aurigae	F0II-III + B5V	2,92	3,83	9892
Eta Orionis	B1V + B3V	3.31	3,60	7,99
Lambda Tauri	B3V + A4IV	3.37	3,91	3,95
Zeta Aurigae	K4Ib + B7V	3.70	3,97	972
Omicron ¹ Cygni	K4Iab + B4IV-V	3,73	3,89	3784
Mu Sagittarii	B8Ia + B1.5V	3,80	3,88	181
Omicron ² Cygni	K5Iab + B4IV-V	3,90	4.14	1147
Psi Centauri	B9 + A2V	4.03	4.31	38,8

Nota

^ Eclipsando la simulación binaria , astro.cornell.edu , Cornell Astronomy.
^ D. Gossman, Curvas de luz y sus secretos , cielo y telescopio (octubre de 1989, p.410)
^ Catálogo general de estrellas variables
^ John R. Percy, Comprensión de las estrellas variables , Cambridge, Cambridge University Press, 2007, ISBN 978-0-521-23253-1

Bibliografía

SNShore, M. Livio, EPJ van den Heuvel, Interacting Binaries , 1992, Springer-Verlag, Berlín, ISBN 3-540-57014-4
F. Baron, JD Monnier, E. Pedretti, M. Zhao, G. Schaefer, R. Parks, X. Che, N. Thureau, TA ten Brummelaar, HA McAlister, ST Ridgway, C. Farrington, J. Sturmann, L . Sturmann y N. Turner, IMAGEN DEL SISTEMA TRIPLE ALGOL EN BANDA H CON EL INTERFERÓMETRO CHARA , 2012, Astrofísica, Astrofísica Solar y Estelar, ArXiv https://arxiv.org/abs/1205.0754v1