Variabile Algol

Animazione di una binaria ad eclisse, sotto è riportata la curva di luce.^[1]^[2]

Una variabile Algol (o variabile di tipo Algol) è una stella binaria a eclisse.

Descrizione

Curve di luce di Algol e δ Velorum che mostrano il tipico decremento di luminosità caratteristico di quella categoria di variabili

Il prototipo di questo tipo di stelle variabili è Algol (Beta Persei). La variabilità di Algol è stata scoperta dall'astronomo italiano Geminiano Montanari nel 1669. Il meccanismo alla base della sua variabilità è stato invece spiegato per la prima volta da John Goodricke nel 1782.

Attualmente sono note diverse migliaia di variabili Algol, l'ultima edizione del General Catalogue of Variable Stars (GCVS) del 2003 ^[3] ne elenca 3554, circa il 9% di tutte le stelle variabili.

Quando la componente più fredda del sistema binario passa davanti alla stella più calda, parte della luce di quest'ultima viene bloccata, e la luminosità totale del sistema binario vista dalla Terra subisce un calo temporaneo. Questo è il cosiddetto minimo primario. La luminosità totale può decrescere, in modo minore, anche quando la componente più calda passa davanti a quella più fredda; questo è il minimo secondario.

Il periodo di tempo che intercorre tra due minimi primari è molto regolare, dipende dal moto di rivoluzione del sistema, il tempo cioè che impiegano le due componenti ad orbitare una intorno all'altra.
Nella maggior parte dei sistemi binari le componenti sono abbastanza vicine, perciò il loro periodo è breve, di solito nell'ordine di pochi giorni. Il periodo più corto conosciuto è di circa 0,117 giorni (2,8 ore) e appartiene alla stella HW Virginis. Il più lungo è di circa 9892 giorni (27 anni) ed è della stella Epsilon Aurigae.

Le stelle componenti di un sistema binario tipo Algol hanno forma sferica o, al massimo, leggermente ellissoidale. Questa caratteristica le differenzia delle variabili Beta Lyrae e dalle Variabili W Ursae Majoris, in cui le due componenti sono così vicine da essere fortemente deformate dagli effetti gravitazionali.^[4]

Generalmente l'ampiezza della variazione di luminosità è nell'ordine di 1 magnitudine. La variazione più ampia conosciuta è di 3,4 magnitudini (V342 Aquilae). Le componenti dei sistemi tipo Algol possono avere un qualunque tipo spettrale, sebbene nella maggior parte dei casi esse sono di tipo B, A, F o G.

Nella tabella sottostante sono elencate alcune delle variabili Algol più luminose.

Nome	Tipo spettrale	Magn. app. massima	Magn. app. minima	Periodo (giorni)
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
Gemma	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
Gamma 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
Omicron¹ Cygni	K4Iab + B4IV-V	3,73	3,89	3784
Mu Sagittarii	B8Ia + B1.5V	3,80	3,88	181
Omicron² Cygni	K5Iab + B4IV-V	3,90	4,14	1147
Zeta Phoenicis	B6V + B9V	3,91	4,42	1,67
Psi Centauri	B9 + A2V	4,03	4,31	38,8

Note

^ Eclipsing Binary Simulation, su astro.cornell.edu, Cornell Astronomy.
^ D. Gossman, Light Curves and Their Secrets, Sky & Telescope (October 1989, p.410)
^ General Catalogue of Variable Stars
^ John R. Percy, Understanding Variable Stars, Cambridge, Cambridge University Press, 2007, ISBN 978-0-521-23253-1

Bibliografia

S.N.Shore, M. Livio, E.P.J van den Heuvel, Interacting Binaries, 1992, Springer-Verlag, Berlin, ISBN 3-540-57014-4
F. Baron, J. D. Monnier, E. Pedretti, M. Zhao, G. Schaefer, R. Parks, X. Che, N. Thureau, T. A. ten Brummelaar, H.A. McAlister, S.T. Ridgway, C. Farrington, J. Sturmann, L. Sturmann and N. Turner, IMAGING THE ALGOL TRIPLE SYSTEM IN H BAND WITH THE CHARA INTERFEROMETER, 2012, Astrophysics, Solar and Stellar Astrophysics, ArXiv https://arxiv.org/abs/1205.0754v1