Las variables eclipsantes de tipo Algol (EA) son un tipo de estrella binaria eclipsante .
Cuando una estrella más fría pasa frente a una más caliente, parte de la luz de la estrella más caliente se eclipsa y el brillo general del par se reduce temporalmente. Al mismo tiempo, se observa un mínimo primario en la curva de brillo. El brillo general también disminuye cuando una estrella más caliente pasa frente a una más fría. Pero en este caso, el brillo cae mucho menos y aparece un mínimo secundario en la curva de luz , que es más de un orden de magnitud menor que el primario.
El período, es decir, el tiempo entre dos mínimos primarios, es muy constante, ya que está determinado únicamente por el tiempo de revolución de una estrella alrededor de la otra.
Las variables de tipo algol son sistemas bastante cercanos y, en consecuencia, el período del eclipse es corto, generalmente de unos pocos días. El período corto más conocido es de 0,117 días (2 horas y 48 minutos) para HW Virgo [1] , el más largo es de 9892 días (27 años) para ε Aurigae . Si ocurren eclipses parciales en el sistema, entonces los mínimos en la curva de luz tienen una forma puntiaguda, ya que el brillo en este caso cambia constantemente. Y si hay eclipses totales, entonces, dependiendo de los tamaños relativos de los componentes del sistema, el mínimo de la curva de luz es un segmento más o menos largo [2] .
Las estrellas en tales sistemas tienen forma esférica o ligeramente elipsoidal, lo que las distingue de otros tipos de variables eclipsantes, como las variables eclipsantes β Lyrae o las variables eclipsantes tipo Ursa Major W , en las que los efectos gravitatorios son tan fuertes que conducen a deformaciones severas. de ambas estrellas. En vista de esto, en la curva de luz, las regiones del máximo tienen una forma rectilínea, y no suavemente redondeadas [2] .
Las amplitudes del cambio en el brillo de las variables suelen ser del orden de una magnitud . La amplitud más fuerte conocida es de magnitud 3,4 ( V342 Eagle ). Los componentes de un sistema binario pueden pertenecer a diferentes clases espectrales , pero en la mayoría de los casos la estrella más brillante pertenece a las clases B, A, F y G.
El prototipo de esta clase de estrellas fue la estrella Algol , β Perseus . Su variabilidad fue descrita por primera vez en la literatura científica en 1667 por Jiminian Montanari . Y el mecanismo de la variabilidad fue explicado correctamente por primera vez por John Goodrick en 1783 .
Actualmente se conocen más de 3500 variables tipo Algol, lo que supone el 9% del total de estrellas variables.
| estrellas variables | |
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| binarios eclipsantes | |
| Liza | |
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