Algol-type formørkelsesvariabler (EA) er en type formørkende binær stjerne .
Når en koldere stjerne passerer foran en varmere, formørkes noget af den varmere stjernes lys, og parrets generelle lysstyrke reduceres midlertidigt. Samtidig noteres et primært minimum på lysstyrkekurven. Den samlede lysstyrke falder også, når en varmere stjerne passerer foran en koldere. Men i dette tilfælde falder lysstyrken meget mindre, og et sekundært minimum vises på lyskurven , som er mere end en størrelsesorden mindre end den primære.
Perioden, dvs. tiden mellem to primære minima, er meget konstant, da den udelukkende er bestemt af tidspunktet for omdrejning af den ene stjerne omkring den anden.
Variabler af algol-typen er ret tætte systemer, og derfor er formørkelsesperioden kort, normalt et par dage. Den bedst kendte korte periode er 0,117 dage (2 timer 48 minutter) for HW Jomfruen [1] , den længste er 9892 dage (27 år) for ε Aurigae . Hvis der forekommer delvise formørkelser i systemet, har minima på lyskurven en spids form, da lysstyrken i dette tilfælde konstant ændrer sig. Og hvis der er totale formørkelser, så er minimum af lyskurven, afhængig af de relative størrelser af komponenterne i systemet, et mere eller mindre langt segment [2] .
Stjerner i sådanne systemer er sfæriske eller let ellipsoide i form, hvilket adskiller dem fra andre typer formørkelsesvariable, såsom β Lyrae formørkelsesvariable eller Ursa Major W-type formørkelsesvariable , hvor gravitationseffekterne er så stærke, at de fører til alvorlige deformationer af begge stjerner. I lyset af dette, på lyskurven, har områderne af maksimum en retlinet form og ikke jævnt afrundet [2] .
Amplituderne af ændringen i lysstyrken af variablerne er normalt af størrelsesordenen en størrelsesorden . Den stærkeste kendte amplitude er 3,4 magnitude ( V342 Eagle ). Komponenterne i et binært system kan tilhøre forskellige spektralklasser , men i de fleste tilfælde hører den lysere stjerne til klasserne B, A, F og G.
Prototypen på denne klasse af stjerner var stjernen Algol , β Perseus . Dens variation blev først beskrevet i videnskabelig litteratur i 1667 af Jiminian Montanari . Og variabilitetsmekanismen blev først korrekt forklaret af John Goodrick i 1783 .
I øjeblikket kendes mere end 3500 variabler af Algol-typen, hvilket er 9% af det samlede antal variable stjerner.
| variable stjerner | |
|---|---|
| Eruptiv | |
| Pulserende | |
| roterende | |
| Katalysmisk | |
| formørkende binære filer | |
| Lister | |
| Kategori: Variable stjerner | |