переменный алгоритм

Переменные Алголя или двойные системы типа Алголя — это класс затменных двойных звезд , которые похожи на члена-прототипа этого класса, β Персея (Бета Персея, Алгол ). Двойная система Алголя — это система, в которой обе звезды имеют почти сферическую форму, поэтому время начала и конца затмений четко определено. Первичная звезда обычно представляет собой звезду главной последовательности, находящуюся в пределах своей полости Роша . Вторичная также может быть звездой главной последовательности, называемой отдельной двойной системой , или развитой звездой, заполняющей полость Роша, называемой полуразделенной двойной системой . ^{[ 1 ]}

Когда более холодный компонент проходит перед более горячим, часть света последнего блокируется, и общая яркость двойной системы, если смотреть с Земли , временно уменьшается. Это основной минимум двоичного файла. Общая яркость также может уменьшаться, но в меньшей степени, когда более горячий компонент проходит перед более холодным; это вторичный минимум. ^{[ 2 ]}

Период . , или промежуток времени между двумя первичными минимумами, очень регулярен в течение умеренных периодов времени (от месяцев до лет) и определяется периодом обращения двойной системы, временем, которое требуется двум компонентам, чтобы совершить один оборот вокруг друг друга Большинство переменных Алгола являются довольно близкими двоичными числами, поэтому их периоды короткие, обычно несколько дней. Самый короткий известный период составляет 0,1167 дней (~ 2:48 часов, HW Virginis ); самая длинная — 9892 дня (27 лет, Эпсилон Возничьего ). В течение длительных периодов времени различные эффекты могут вызывать изменение периода: в некоторых двойных системах Алгола массоперенос между близко расположенными компонентами переменной может вызывать монотонное увеличение периода; если один компонент пары магнитоактивен, механизм Эпплгейта может вызывать периодические изменения периода порядка ∆P/P ≈ 10. ⁻⁵; Магнитное торможение или воздействие звезды третьего компонента на сильно эксцентричной орбите могут вызвать более значительные изменения периода. ^{[ 3 ]}

Звезды-компоненты двойных систем Алголя имеют сферическую или слегка эллипсоидную форму. Это отличает их от так называемых переменных бета Лиры и переменных W Большой Медведицы , где два компонента настолько близки, что гравитационные воздействия приводят к серьезным деформациям обеих звезд.

Обычно амплитуды изменений блеска составляют порядка одной звездной величины , самое большое известное изменение составляет 3,4 звездной величины ( V342 Aquilae ). Компоненты могут иметь любой спектральный класс , хотя в большинстве случаев более яркий компонент имеет класс B, A, F или G.

Сама Алголь , прототип этого типа переменной звезды , обозначенная Байером как Бета Персея , впервые зарегистрировала переменность в 1667 году Джеминиано Монтанари . Механизм ее изменчивости был впервые правильно объяснен Джоном Гудриком в 1782 году.

Сейчас известны многие тысячи двойных звезд Алголя: в последнем издании Общего каталога переменных звезд (2003 г.) их насчитывается 3554 (9% всех переменных звезд).

Обозначение (имя)	Созвездие	Открытие	Они проявляются в величине (Максимум) ^{[ номер 1 ]}	Они проявляются в величине (Минимум) ^{[ номер 2 ]}	Диапазон величин	Период	Подтип	Спектральные типы (затмевающие компоненты)	Комментарий
ε Аур	Возничий	Дж. Х. Фрич , 1821 г.	2 ^м.92	3 ^м.83	0.91	27,08 лет	GS	F0 Горький + ~ B5V
У КООС	Цефей		6 ^м.75	9 ^м.24	2.49	2,49305 д
Р КМа	Майор Дог		5 ^м.70	6 ^м.34	0.64	1,13594 д	СД		тройная система
С ЧПУ	Рак	Хинд , 1848 г.	8 ^м.29	10 ^м.25	1.96	9,48455 д	ДС
α CrB (Альфекка или Джемма)	Северная Корона		2 ^м.21 (Б)	2 ^м.32 (Б)	0.11	17,35991 д	ДМ	А0В + Г5В
У КрБ	Северная Корона		7 ^м.66	8 ^м.79	1.13	3,45220 д	СД
ты она (68 она)	Геркулес		4 ^м.69	5 ^м.37	0.68	2,05103 д	СД
Фольксваген Хья	Гидра		10 ^м.5	14 ^м.1	3.6	2,69642 д	СД
д Ори ( Минтака )	Орион	Джон Гершель , 1834 г.	2 ^м.14	2 ^м.26	0.12	5,73248 д	ДМ	О9.5 II + В0.5III
В.В. Ори	Орион		5 ^м.31	5 ^м.66	0.35	1,48538 д	КЕ
βПер ( Алголь )	Персей	Джеминиано Монтанари , 1669 г.	2 ^м.12	3 ^м.39	1.27	2,86730 д	СД	Б8В + К0IV	прототип, тройная система
г Phe	Финикс		3 ^м.91	4 ^м.42	0.51	1,66977 д	ДМ	B6 V + B9 V	вероятная четверная система
У Ске	Стрелка		6 ^м.45	9 ^м.28	2.83	3,38062 д	СД
λ Тау	Телец	Баксенделл , 1848 г.	3 ^м.37	3 ^м.91	0.54	3,95295 д	ДМ	B3 V + A4 IV	тройная система
δ Вел	Свеча	Отеро, Физелер , 2000 г.	1 ^м.96	2 ^м.39	0.43	45,15 д.	ДМ	A2 IV + A4 V	тройная, вероятная пятерная система
Техас Леон	Лео	Мейер, Эрнст Иоахим , 1933 год.	5 ^м.66	5 ^м.75	0.09	2,445 д	ДМ	А2В	тройная система
БЛ Тел.	Телескопиум	Люйтен , 1935 год.	7 ^м.09	8 ^м.08	0.99	778 д.	GS	F4Ib+M	один компонент может быть переменным

^ (визуальная величина, если не указано (B) (= синий) или (p) (= фотографическое))
^ (визуальная величина, если не указано (B) (= синий) или (p) (= фотографическое))

DM = отдельная система главной последовательности. Оба компонента являются звездами главной последовательности и ни один из них не заполняет внутреннюю полость Роша.
DS = Отдельная система с субгигантом. Субгигант не заполняет свою внутреннюю критическую поверхность.
GS = система с одним или обоими гигантскими и сверхгигантскими компонентами; один из компонентов может быть звездой главной последовательности
KE = контактная система раннего (ОА) спектрального класса, оба компонента по размерам близки к своим внутренним критическим поверхностям.
SD = полуотдельная система. Одна звезда заполняет свою полость Роша.

Ссылки

^ «Типы изменчивости GCVS» . Общий каталог переменных звезд . Проверено 15 мая 2022 г.
^ Андронов, И.Л. (2012). «Феноменологическое моделирование кривых блеска затменных двойных звезд типа альголя». Астрофизика . 55 (4): 536. arXiv : 1208.3655 . Бибкод : 2012Ап.....55..536А . дои : 10.1007/s10511-012-9259-0 . S2CID 119308241 .
^ Эпплгейт, Джеймс Х. (1992). «Механизм модуляции орбитального периода в тесных двойных системах» . Астрофизический журнал, Часть 1 . 385 : 621–629. Бибкод : 1992ApJ...385..621A . дои : 10.1086/170967 .

Дальнейшее чтение

Затменные двойные звезды , Д. Брутон (Государственный университет Стивена Ф. Остина)

[4] (визуальная величина, если не указано (B) (= синий) или (p) (= фотографическое))

[5] (визуальная величина, если не указано (B) (= синий) или (p) (= фотографическое))

[vartypes-1] «Типы изменчивости GCVS» . Общий каталог переменных звезд . Проверено 15 мая 2022 г.

[andonov2012-2] Андронов, И.Л. (2012). «Феноменологическое моделирование кривых блеска затменных двойных звезд типа альголя». Астрофизика . 55 (4): 536. arXiv : 1208.3655 . Бибкод : 2012Ап.....55..536А . дои : 10.1007/s10511-012-9259-0 . S2CID 119308241 .

[Applegate_1992-3] Эпплгейт, Джеймс Х. (1992). «Механизм модуляции орбитального периода в тесных двойных системах» . Астрофизический журнал, Часть 1 . 385 : 621–629. Бибкод : 1992ApJ...385..621A . дои : 10.1086/170967 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ номер 1 ]

[ номер 2 ]