Зорі типу Алголя

Зорі типу Алголя (EA за класифікацією ЗКЗЗ) — клас затемнюваних подвійних зір із чітко вираженими мінімумами, блиск яких поза затемненням залишається практично незмінним^[1].

Опис

Затемнення можуть спостерігатися лише для тих подвійних систем, для яких з промінь зору з Землі майже збігається з площиною орбіти зір або утворює з нею малий кут^[1]^[2]. Коли тьмяніший компонент подвійної системи проходить перед яскравішим, він закриває його від спостерігача з Землі. Частина світла останнього блокується, і загальна яскравість подвійної системи для спостерігача з Землі тимчасово зменшується. Це називається первинним мінімумом подвійної системи. Загальна яскравість також може знижуватись (хоча й меншою мірою), коли гарячий компонент проходить перед холодним. Ці зменшення яскравості мають назву вторинних мінімумів. У деяких випадках вторинний мінімум може не простежуватися^[1]. Вважається, що компоненти подвійних систем типу Алголя мають форму близьку до кулястої, що відрізняє їх подвійних систем типу β Ліри та типу W Великої Ведмедиці, у яких зорі розташовані настільки тісно, що вплив гравітації призводить до значного викривлення форми зір.

Період змінності, тобто час між двома первинними мінімумами, є дуже сталий і визначається орбітальним періодом подвійної зорі, часом, який необхідний двом її компонентам, щоб обернутись один довкола одного, і може змінюватися в дуже широких межах. Більшість змінних типу Алголя є подвійними системами з досить близько розташованими компонентами, тому їх періоди короткі — декілька днів чи годин. Найкоротший відомий період — 2 години 48 хвилин (0,1167 доби) — має HW Діви. Найдовший період — 27 років (9892 діб)^[3] — має ε Візничого, затемнення в цій системі триває 18 місяців.

Здебільшого амплітуда зміни яскравості становить до однієї зоряної величини, найбільша відома — 3,4 величини (V342 Орла). Компоненти подвійної зорі можуть мати будь-який спектральний клас, хоча зазвичай яскравіший компонент має клас B, A, F або G.

Змінність самого Алголя — прототипу цього класу змінних зір — вперше була письмово відзначена 1667 року Джемініано Монтанарі^[4], а механізм змінності вперше правильно пояснив Джон Ґудрайк 1782 року^[5].

На сьогодні відомо тисячі подвійних зір типу Алголя: у четвертому виданні Загального каталогу змінних зір 2003 року налічується 3554 таких зір (9% усіх змінних)^[6].

Класифікація

Змінні типу Алголя виділяють серед інших затемнюваних зір за особливостями кривої блиску. За цією класифікацією вони отримують позначення EA. Для подвійних систем застосовують також інші критерії класифікації^[6]:

за фізичними особливостями компонентів;
за ступенем заповнення компонентами своїх порожнин Роша.

Об'єктам можуть призначати позначення за кожною з цих трьох класифікацій, розділяючи їх похилою рискою (наприклад, EA/DS/RS).

Класифікація за фізичними особливостями компонентів

GS (giant and supergiant) — система з одним або обома компонентами — гігантом та/або надгігантом; другий компонент може бути зорею головної послідовності.
PN — системи, в яких одним з компонентів є планетарна туманність (UU Sge).
RS — системи типу RS Гончих Псів. Характеризуються наявністю в їх спектрах потужних емісійних ліній кальцію та калію змінної інтенсивності, що означає підвищену хромосферну активність сонячного типу, і наявністю рентгенівського та радіовипромінювання. Деякі системи мають на кривих блиску синусоподібні хвилі з амплітудою й фазою, що повільно змінюються. Ці хвилі часто називають «хвилями викривлення» (англ. distortion wave) і пояснюють їх диференційним обертанням зорі та наявністю на поверхні плям.
WD (white-dwarf) — системи з білим карликом.
WR (Wolf-Rayet) — системи, в яких одним з компонентів є зоря Вольфа—Райє (V444 Cyg).

Класифікація за ступенем заповнення порожнини Роша

D (Detached) — розділена система. Обидва компоненти не заповнили своїх порожнин Роша.
- DM (main-sequence) — розділена система головної послідовності. Обидва компоненти є зорями головної послідовності.
- DS (subgiant) — система з субгігантом.
- AR — розділені системи типу AR Ящірки. Обидва компоненти є субгігантами.
- DW — системи, за фізичними властивостями подібні до змінних типу W Великої Ведмедиці (див. нижче клас KW), однак неконтактні.
SD (Semidetached) — напіврозділена система, в якій один з компонентів майже заповнив свою порожнину Роша.
K — контактні системи, обидва компоненти заповнили свої порожнини Роша.
- KE (early spectral type) — контактна система раннього (O-A) спектрального класу.
- KW — контактні системи типу W Великої Ведмедиці з еліпсоїдальними компонентами спектральних класів F0-K.

Зазвичай зорі типу Алголя — це розділені (Detached) та напіврозділені (Semidetached) системи^[7].

Приклади змінних типу Алголя

Позначення (назва)	Сузір'я	Відкриття змінності	Видима зоряна величина (Максимум)^{[Прим. 1]}	Видима зоряна величина (Мінімум)^{[Прим. 1]}	Різниця в величині	Період	Підтип	Спектральні типи (затемнювані компоненти)	Коментар
ε Aur	Візничий	J.H. Fritsch, 1821	!B9989284163837 2^m.92	!B9986571351968 3^m.83	!D0000943106794 0.91	!B9908013071983 27,08 років	GS	F0 Iab + ~ B5V
U Цефея	Цефей		!B9980904574951 6^m.75	!B9977764581143 9^m.24	!B9990877172895 2.49	!B9990864931395 2.49305 дн.
R CMa	Великий Пес		!B9982595338251 5^m.70	!B9981531212315 6^m.34	!D0004462871026 0.64	!B9998725394979 1.13594 дн.	SD		потрійна зоря
S Cnc	Рак	Гайнд, 1848	!B9978849500308 8^m.29	!B9976727222944 10^m.25	!B9993270555267 1.96	!B9977503358410 9.48455 дн.	DS
α CrB (Гемма або Альфекка)	Північна Корона		!B9992070074844 2^m.21 (B)	!B9991584328143 2^m.32 (B)	!D0022072749131 0.11	!B9971458364751 17.35991 дн.	DM	A0V + G5V
U CrB	Північна Корона		!B9979639880162 7^m.66	!B9978263852883 8^m.79	!B9998777823672 1.13	!B9987609882910 3.45220 дн.	SD
u Her (68 Her)	Геркулес		!B9984545674175 4^m.69	!B9983191720914 5^m.37	!D0003856624808 0.68	!B9992816578940 2.05103 дн.	SD
VW Гідри	Гідра		!B9976486247428 10^m.5	!B9973538252026 14^m.1	!B9987190661545 3.6	!B9990080750327 2.69642 дн.	SD
δ Ori (Мінтака)	Оріон	Джон Гершель, 1834	!B9992391941709 2^m.14	!B9991846351867 2^m.26	!D0021202635362 0.12	!B9982538517531 5.73248 дн.	DM	O9.5 II + B0.5III
VV Ori	Оріон		!B9983304081647 5^m.31	!B9982665761077 5^m.66	!D0010498221244 0.35	!B9996043293682 1.48538 дн.	KE
Алголь (β Per)	Персей	Джемініано Монтанарі, 1669	!B9992485839113 2^m.12	!B9987791700786 3^m.39	!B9997609830995 1.27	!B9989466291795 2.86730 дн.	SD	B8V + K0IIV	прототип, потрійна зоря
ζ Phe	Фенікс		!B9986364626260 3^m.91	!B9985138603039 4^m.42	!D0006733445532 0.51	!B9994873141076 1.66977 дн.	DM	B6 V + B9 V	можливо чотирикратна зоряна система
U Sge	Стріла		!B9981359198691 6^m.45	!B9977721384532 9^m.28	!B9989597232883 2.83	!B9987819408753 3.38062 дн.	SD
λ Tau	Телець	Баксенделл, 1848	!B9987850872556 3^m.37	!B9986364626260 3^m.91	!D0006161861394 0.54	!B9986255378643 3.95295 дн.	DM	B3 V + A4 IV	потрійна зоря
BL Tel	Телескопа	Лейтен, 1935	!B9980413146594 7^m.09	!B9979106081274 8^m.08	!D0000100503358 0.99	!B9933432734758 778 дн.	GS	F4Ib+M	один компонент може бути фізично змінною зорею

Примітки

↑ ^а ^б (візуальна величина, крім випадків, коли є примітка (B) (= блакитна) or (p) (= фотографічна))

Див. також

Парадокс Алголя

Джерела

↑ ^а ^б ^в Фотометричні подвійні // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 500—501. — ISBN 966-613-263-X.
↑ A consideration of close binary systems in relation to light variation. Report of the South African Association for the Advancement of Science. 1: 110—111. 1903. Процитовано 11 серпня 2010.
↑ Variable Star Index (VSX). Архів оригіналу за 13 серпня 2017. Процитовано 22 лютого 2016.
↑ Geminiano Montanari. Encyclopedia Britannica. Архів оригіналу за 12 березня 2016. Процитовано 22 лютого 2016.
↑ Алголь // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 16—17. — ISBN 966-613-263-X.
↑ ^а ^б N.N. Samus, O.V. Durlevich (18-June-2015). GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability. Архів оригіналу за 10 вересня 2015. Процитовано 10 жовтня 2015.
↑ Зорі типу Алголя // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 177. — ISBN 966-613-263-X.

Посилання

Космічна класика: подвійні зорі типу Алголя на YouTube
Dan Bruton. Eclipsing Binary Stars: A Simple Model for Computing Light Curves. Архів оригіналу за 16 вересня 2019. Процитовано 20.02.2016.

[mag-8] а ^б (візуальна величина, крім випадків, коли є примітка (B) (= блакитна) or (p) (= фотографічна))

[АЕС_500-1] а ^б ^в Фотометричні подвійні // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 500—501. — ISBN 966-613-263-X.

[2] A consideration of close binary systems in relation to light variation. Report of the South African Association for the Advancement of Science. 1: 110—111. 1903. Процитовано 11 серпня 2010.

[3] Variable Star Index (VSX). Архів оригіналу за 13 серпня 2017. Процитовано 22 лютого 2016.

[4] Geminiano Montanari. Encyclopedia Britannica. Архів оригіналу за 12 березня 2016. Процитовано 22 лютого 2016.

[АЕС_Алголь-5] Алголь // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 16—17. — ISBN 966-613-263-X.

[gcvs-6] а ^б N.N. Samus, O.V. Durlevich (18-June-2015). GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability. Архів оригіналу за 10 вересня 2015. Процитовано 10 жовтня 2015.

[АЕС_177-7] Зорі типу Алголя // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 177. — ISBN 966-613-263-X.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[Прим. 1]