Las variables Algol o binarias de tipo Algol son una clase de estrellas binarias eclipsantes que son similares al miembro prototipo de esta clase, β Persei (Beta Persei, Algol ). Una binaria Algol es un sistema en el que ambas estrellas son casi esféricas, de modo que el momento del inicio y el final de los eclipses está bien definido. La principal es generalmente una estrella de la secuencia principal dentro de su lóbulo de Roche . La secundaria también puede ser una estrella de secuencia principal, denominada binaria separada , o puede ser una estrella evolucionada que llena su lóbulo de Roche, denominada binaria adosada . [1]
Cuando el componente más frío pasa por delante del más caliente, parte de la luz de este último se bloquea y el brillo total del binario, visto desde la Tierra , disminuye temporalmente. Este es el mínimo primario del binario. El brillo total también puede disminuir, pero menos, cuando el componente más caliente pasa por delante del más frío; este es el mínimo secundario. [2]
El período , o lapso de tiempo entre dos mínimos primarios, es muy regular durante períodos de tiempo moderados (meses a años), y está determinado por el período de revolución del binario, el tiempo que tardan los dos componentes en orbitar uno alrededor del otro. La mayoría de las variables Algol son binarias bastante cercanas y, por lo tanto, sus períodos son cortos, generalmente de unos pocos días. El período más corto conocido es 0,1167 días (~2:48 horas, HW Virginis ); el más largo es de 9892 días (27 años, Epsilon Aurigae ). Durante largos períodos de tiempo, varios efectos pueden hacer que el período varíe: en algunas binarias de Algol, la transferencia de masa entre los componentes estrechamente espaciados de la variable puede causar aumentos monótonos en el período; si un componente del par es magnéticamente activo, el mecanismo de Applegate puede causar cambios recurrentes en el período del orden de ∆P/P ≈ 10 −5 ; El frenado magnético o los efectos de una estrella de un tercer componente en una órbita muy excéntrica pueden provocar cambios de período mayores. [3]
Las estrellas componentes de los sistemas binarios de Algol tienen forma esférica o ligeramente elipsoidal. Esto las distingue de las llamadas variables beta Lyrae y variables W Ursae Majoris , donde los dos componentes están tan cerca que los efectos gravitacionales provocan graves deformaciones en ambas estrellas.
Generalmente las amplitudes de las variaciones de brillo son del orden de una magnitud , siendo la mayor variación conocida de 3,4 magnitudes (V342 Aquilae). Los componentes pueden tener cualquier tipo espectral , aunque en la mayoría de los casos el componente más brillante tiene una clase B, A, F o G.
La propia Algol , prototipo de este tipo de estrella variable , designada por Bayer Beta Persei , registró por primera vez su variabilidad en 1667 por Geminiano Montanari . El mecanismo por el cual es variable fue explicado correctamente por primera vez por John Goodricke en 1782.
Actualmente se conocen muchos miles de binarias de Algol: la última edición del Catálogo General de Estrellas Variables (2003) enumera 3.554 de ellas (el 9% de todas las estrellas variables).