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 primaria es generalmente una estrella de secuencia principal bien 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 semiseparada . [1]
Cuando el componente más frío pasa por delante del más caliente, parte de la luz de este último queda bloqueada y el brillo total del sistema binario, visto desde la Tierra , disminuye temporalmente. Este es el mínimo primario del sistema 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 moderados de tiempo (meses a años), y está determinado por el período de revolución del sistema binario, el tiempo que tardan los dos componentes en orbitar uno alrededor del otro. La mayoría de las variables Algol son sistemas binarios bastante cercanos y, por lo tanto, sus períodos son cortos, típicamente de unos pocos días. El período más corto conocido es de 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 algunos sistemas binarios 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 tercera estrella componente en una órbita altamente excéntrica pueden causar cambios mayores en el período. [3]
Las estrellas componentes de los sistemas binarios Algol tienen forma esférica o ligeramente elipsoidal, lo que las distingue de las llamadas variables beta Lyrae y W Ursae Majoris , en las que las dos componentes están tan próximas 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 variación más grande conocida de 3,4 magnitudes (V342 Aquilae). Los componentes pueden tener cualquier tipo espectral , aunque en la mayoría de los casos se ha descubierto que el componente más brillante tiene una clase B, A, F o G.
La propia Algol , el prototipo de este tipo de estrella variable , designada por Bayer como Beta Persei , fue registrada por primera vez en 1667 por Geminiano Montanari . El mecanismo de su variación fue explicado correctamente por primera vez por John Goodricke en 1782.
Actualmente se conocen miles de sistemas binarios de Algol: la última edición del Catálogo General de Estrellas Variables (2003) enumera 3.554 de ellos (el 9% de todas las estrellas variables).