| dbpprop:abstract
|
- Algol variables or Algol type binaries are a class of eclipsing binary stars. When the cooler component passes in front of the hotter one, part of the latter's light is blocked, and the total brightness of the binary, as viewed from Earth, temporarily decreases. This is the primary minimum of the binary. Total brightness may also decrease, but less, when the hotter component passes in front of the cooler one; this is the secondary minimum. The period, or time span between two primary minima, is very regular, being determined by the revolution period of the binary, the time it takes for the two components to once orbit around each other. Most Algol variables are quite close binaries, and therefore their periods are short, typically a few days. The shortest known period is 0.145 days (~3.48 hours, VZ Sculptoris); the longest is 9892 days. Component stars of Algol binary systems have a spherical, or slightly ellipsoidal shape. This distinguishes them from the so-called beta Lyrae variables and W Ursae Majoris variables, where the two components are so close that gravitational effects lead to serious deformations of both stars. Generally the amplitudes of the brightness variations are of the order of one magnitude, the largest variation known being 3.4 magnitudes (V342 Aquilae). The components may have any spectrum, though in most cases the brighter component is found to have B, A, F, or G spectra. The prototype of the Algol type variable stars is Algol, or beta Persei. Its variability was first recorded in 1667 by Geminiano Montanari. The mechanism for its being variable was first correctly explained by John Goodricke in 1782. Many thousands of Algol binaries are now known: the latest edition of the General Catalogue of Variable Stars (2003) lists 3,554 of them (9% of all variable stars). Data for some interesting Algol variables are given in the list of known variable stars.
- Algolsterne sind Doppelsternsysteme zweier nahezu kugelförmiger Einzelsterne, das heißt die Sterne verformen sich nicht gegenseitig durch ihre Schwerkraft. Ihre Bahnebene verläuft so, dass sich von der Erde aus die beiden Sterne gegenseitig bedecken. Sie gehören damit zur Klasse der Bedeckungsveränderlichen Sterne. Algolsterne zeigen in ihrer Lichtkurve periodische Minima, ihre Leuchtkraft bleibt aber konstant, während sich die beiden Sterne nicht bedecken. Diese Eigenschaft unterscheidet sie von den Beta-Lyrae-Sternen. Die Algol-Sterne wurden nach dem Stern Algol im Sternbild Perseus benannt.
- Variables Algol o binàries del tipus Algol són una classe de estrelles binàries eclipsants. Quan el component més fred passa per davant del més calent, una part de la llum d'aquesta darrera resulta bloquejat, i l'esclat de la binària, es vist des de la Terra, temporalment minvant. Aquest és el mínim primari de la binària. L'esclat total pot també disminuir, però menys, quan el component més calent passa pel front de la més freda; aquest és un mínim secundari. El període, o lapse de temps entre dos mínims primaris, és molt regular, ve determinat per el període de revolució de la binària, és el temps que estan les dues components en orbitar una voltant l'altre. La majoria de variables Algol són binàries molt tancades, i per tant el seu període és curt, típicament de pocs dies. El període més curt conegut és 0,145 dies (VZ Scultoris); el més llarg és de 9892 dies. Les estrelles components de les binàries Algol són esfèriques, o lleugerament el·lipsoïdals. Això les distingeix de les anomenades variables beta Lyrae i variables W Ursae Majoris, on els dos components són tan pròxims que els efectes gravitacionals produeixen series deformacions en ambdues estrelles. Generalment les amplituds de les variacions de l'esclat són de l'ordre d'una magnitud, la variació més llarga coneguda és de 3,4 magnituds (V342 Aquilae). El prototipus de les estrelles variables Algol és l'estrella d'aquest mateix nom, o anomenada també beta Persei. Això fou descobert en el 1669 per Geminiano Montanari. El mecanisme pel que és variable fou explicat correctament per John Goodricke en el 1782. El prototipus de les estrelles variables Algol és l'estrella d'aquest mateix nom, o anomenada també beta Persei. Això fou descobert en el 1669 per Geminiano Montanari. El mecanisme pel que és variable fou explicat correctament per John Goodricke en el 1782. Actualment es coneixen milers de binàries Algol: la darrera edició del Catàleg General d'Estrelles Variables (2003) en llista 3.554 (9% de totes les estrelles variables). A la llista d'estrelles variables conegudes es donen algunes dades interessants sobre les variables Algol.
- Les variables de type Algol ou binaires de type Algol sont un type d'étoiles binaires à éclipses. Quand la composante la plus froide passe devant la plus chaude, une partie de la lumière de cette dernière est bloquée et la luminosité totale de la binaire, vue depuis la Terre, décroît temporairement : c'est le minimum principal de la binaire. La luminosité totale peut également décroître, mais plus faiblement, quand la composante la plus chaude passe devant la plus froide : c'est le minimum secondaire. La période, ou l'intervalle de temps entre deux minimas primaires, est très régulière; celle-ci étant déterminée par la période de révolution binaire, autrement dit, le temps nécessaire pour que les deux composantes accomplissent une révolution autour de l'autre. La majorité des étoiles variables de type Algol sont des étoiles binaires assez proches, ce qui implique que leurs périodes soient relativement courtes, en général quelques jours. La période la plus courte connue pour une étoile variable de ce type est seulement de 0,145 jours; et la plus longue dure 9892 jours, soit 27 ans. Les composantes d'un système binaire de type Algol ont une forme sphérique ou légèrement ellipsoïdale. Ceci les distingue des variables de type Beta Lyrae et des variables de type W Ursae Majoris, où les deux composantes sont si proches que les effets gravitationels conduisent à des déformations importantes des deux étoiles. Généralement, l'amplitude des variations de luminosité est de l'ordre d'une magnitude, la plus grande amplitude connue étant de 3,4 magnitudes (V342 Aquilae). Les composantes peuvent être de type spectral quelconque, bien que dans la plupart des cas, la composante la plus brillante soit de type B, A, F ou G. Le prototype des étoiles variables de type Algol est Algol, ou beta Persei. Elle fut découverte en 1669 par Geminiano Montanari. Le mécanisme qui la rend variable fut décrit correctement pour la première fois par John Goodricke en 1782. Plusieurs milliers de variables de type Algol sont actuellement connues : la dernière édition du General Catalogue of Variable Stars (2003) en liste 3554 (9% de toutes les étoiles variables connues).
- Una variabile Algol (o variabile di tipo Algol) è un tipo di binaria ad eclisse. 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 componete 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 0,145 giorni (~3,48 ore) e appartiene alla stella VZ Sculptoris. 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. Generalmente l'ampiezza della variazione di luminosità è nell'ordine di 1 magnitudine. La variazione più ampia conosciuta è di 3,4 magnitudini. 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. 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 ne elenca 3554, circa il 9% di tutte le stelle variabili.
- Gwiazdy typu Algola (znane również jako gwiazdy typu Beta Persei) to grupa gwiazd zmiennych zaćmieniowych, która swoją nazwę wzięła od Algola w gwiazdozbiorze Perseusza (β Per). Gwiazdy zmienne typu Algola to grupa układów półrozdzielonych, których krzywe zmian blasku zawierają dwa minima: jedno bardzo głębokie - główne oraz drugie znacznie płytsze - wtórne. Minimum główne zachodzi podczas całkowitego lub częściowego zaćmienia bardzo jasnej gwiazdy ciągu głównego przez drugi składnik o jasności wielokrotnie mniejszej, a w minimum wtórnym, składniki zamieniają się rolami. Pomiędzy zaćmieniami obserwuje się niewielkie fluktuacje blasku wywołane odbiciem światła gorącej gwiazdy od powierzchni chłodniejszego, drugiego składnika. Z gwiazdami typu Beta Persei związany jest tzw. paradoks Algola.
- Затменные переменные типа Алголя (EA) являются разновидностью затменных двойных звёзд. Когда более холодная звезда проходит перед более горячей, то часть света более горячей звезды затмевается, и общая яркость пары временно снижается. При этом на кривой яркости отмечается первичный минимум. Общая яркость также падает и в том случае, когда более горячая звезда проходит перед более холодной. Но в этом случае яркость падает гораздо меньше и на кривой блеска появляется вторичный минимум, который более чем на порядок меньше первичного. Период, т. е. время между двумя первичными минимумами, весьма постоянный, т. к. определяется исключительно временем оборота одной звезды вокруг другой. Переменные типа Алголя достаточно близкие системы и соответственно период затмений невелик, обычно несколько дней. Самый известный короткий период составляет 3,5 часа у VZ Скульптора, самый длинный 9892 дней (27 лет) у ε Возничего. Звёзды в подобных системах имеют сферическую или слегка эллипсоидную форму, что отличает их от затменных переменных других типов, например, затменных переменных типа β Лиры или затменных переменных типа W Большой Медведицы, в которых гравитационные эффекты настолько сильны, что приводят к серьёзным деформациям обоих звёзд. Амплитуды изменения яркости переменных обычно порядка одной звёздной величины. Наиболее сильная известная амплитуда составляет 3,4 звёздной величины. Компоненты двойной системы могут принадлежать к различным спектральным классам, но в большинстве случаев более яркая звезда принадлежит к классам B, A, F и G. Прототипом данного класса звёзд стала звезда Алголь, β Персея. Её переменность была впервые описана в научной литературе в 1667 году Джиминиано Монтанари. А механизм переменности впервые был правильно объяснён Джоном Гудрайком в 1782 году. В настоящее время известно более 3500 переменных типа Алголя, что составляет 9 % от общего числа переменных звёзд.
- Algol değişenleri veya Algol türü ikililer örten çift yıldızların ışık eğrisi biçimlerine göre yapılan sınıflamanın bir grubunu teşkil etmektedirler. Tutulmalar dışındaki ışık şiddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak değişimler basıklık ve yansıma etkilerinden kaynaklanmaktadır. Buna bağlı olarak tutulma başlama ve bitiş zamanları, gözlenen ışık eğrileri üzerinden doğrudan hesaplanabilmektedir. Aralarında çok farklı minimum derinlikleri gösteren sistemler bulunmaktadır (0.01 kadirden birkaç kadire kadar). Genelde minimum derinlikleri eşit değildir. Ancak minimum derinlikleri neredeyse birbirine eşit olan Algol türü sistemler de mevcuttur. Bazı örneklerinde ikinci minimum derinliği son derece sığdır (yıldızlardan birinin çok soğuk olması nedeniyle), veya hiç görünmez (yüksek yörünge basıklığından dolayı). Algol türü ışık eğrileri, genelde her ikisi de küresel şekilli veya biri belirli düzeyde elipsoid şekil bozulmasına uğramış bileşenlere sahip örten çiftler tarafından üretilmektedir. GCVS'de EA olarak kodlanan Algol türü değişenlerin bilinen örneklerinin yarısı, Roche şişimini doldurmuş bir bileşene sahiptir. Bu bileşen oldukça sönüktür ve sistemin toplam ışınımına katkısı çok azdır. Toplam ışık değişimine katkısı ancak kızılötesi dalgaboylarında kayda değer olarak hissedilebilir. Bu koşullar altında tanımlanan EA grubu, çok farklı evrim durumuna sahip çift sistemler içermektedir: O’dan M'e kadar her tayf türünden iki anakol yıldızından oluşma sistemler (CM Lac). Bir veya her ikisi de belli ölçüde evrimleşmiş ancak henüz Roche şişimini doldurmamış bileşenler içeren sistemler (AR Lac). Bir bileşeni evrimleşmiş bir anakol yıldızı, diğeri ise Roche şişimini doldurarak karşı bileşene madde aktaran sistemler (RZ Cas). Bir bileşeni ileri düzeyde evrimleşmiş sıcak bir alt cüce veya beyaz cüce olan sistemler. Karşı bileşen genelde daha az evrimleşmiş veya anakolda olan bir yıldızdır (V1379 Aql, V471 Tau). Yukarıda tarif edilen üçüncü evrim durumundaki yıldızlar yarı-ayrık sistemlerdir. Bir bileşeni anakolda, diğeri ise evrimleşmiş bir altdev veya devdir. Evrimleşmiş bileşenden anakol bileşene doğru bir madde aktarımı sözkonusudur. Literaturde "Algol-türü yıldızlar" veya "Algol-benzeri yıldızlar" terimi genelde bu sistemler için kullanılmaktadır. Tutulma gösteren örnekleri GCVS'de EA veya EB olarak kodlanan çift sistemlerin ışık eğrilerine benzer ışık değişimi gösterirler. Hiç tutulma göstermeyen örnekleri de mevcuttur. EB türü ışık eğrisi biçiminin prototipi olarak kabul edilen Beta Lyrae (β Lyrae), aslında Algol-türü bir değişendir.
- 大陵五變星或大陵五型雙星是以英仙座β星（中國星名為大陵五）為代表的一種食雙星。 當溫度較低的恆星由較熱的恆星前方經過時，會遮蔽後方恆星部份或全部的光，這是這對雙星光度的主極小，所以由地球觀察到的雙星亮度會下降；但稍後，當較熱的恆星經過過較冷恆星前方時，也會造成光度的下降，稱為第二極小或次極小。 由週期，或兩次主極小的時間間隔，是非常規律的，可以測量出雙星的公轉週期，這個時間就是兩顆星在軌道上互相環繞一周的時間。大部分的大陵五型變星是相當接近的雙星，她們的週期都不長，通常都在幾天之內。以知週期最短的是玉夫座VZ星（0.145天），最長的則是御夫座ε星，長達9892天（27年）。 大陵五型雙星系統的伴星是球形或略微橢球形，與所謂的天琴座β變星和大熊座W變星有所不同，這兩種變星的伴星都更為靠近，以致於重力會影響到恆星的外型。 通常，這類型的光度變化在一個視星等左右，已知變化最大的是天鷹座V342，光度變化達到3.4等。伴星可以是任何一種光譜類型，但較明亮的都屬於B、A、F或G型光譜。 大陵五型變星的原型是在1669年被Geminiano Montanari發現的英仙座β星，造成變光的機制則在1782年才被约翰·古德利克正確的予以闡明。 已知的大陵五型變星有數千顆，在2003年版的變星總目錄(gcvs)中已經列出了3,554顆，佔總數的9%，一些有趣的大陵五型變星可以在著名的變星列表中查到。
|
| rdfs:comment
|
- Algol variables or Algol type binaries are a class of eclipsing binary stars. When the cooler component passes in front of the hotter one, part of the latter's light is blocked, and the total brightness of the binary, as viewed from Earth, temporarily decreases. This is the primary minimum of the binary. Total brightness may also decrease, but less, when the hotter component passes in front of the cooler one; this is the secondary minimum.
- Algolsterne sind Doppelsternsysteme zweier nahezu kugelförmiger Einzelsterne, das heißt die Sterne verformen sich nicht gegenseitig durch ihre Schwerkraft. Ihre Bahnebene verläuft so, dass sich von der Erde aus die beiden Sterne gegenseitig bedecken. Sie gehören damit zur Klasse der Bedeckungsveränderlichen Sterne. Algolsterne zeigen in ihrer Lichtkurve periodische Minima, ihre Leuchtkraft bleibt aber konstant, während sich die beiden Sterne nicht bedecken.
- Variables Algol o binàries del tipus Algol són una classe de estrelles binàries eclipsants. Quan el component més fred passa per davant del més calent, una part de la llum d'aquesta darrera resulta bloquejat, i l'esclat de la binària, es vist des de la Terra, temporalment minvant. Aquest és el mínim primari de la binària. L'esclat total pot també disminuir, però menys, quan el component més calent passa pel front de la més freda; aquest és un mínim secundari.
- Les variables de type Algol ou binaires de type Algol sont un type d'étoiles binaires à éclipses. Quand la composante la plus froide passe devant la plus chaude, une partie de la lumière de cette dernière est bloquée et la luminosité totale de la binaire, vue depuis la Terre, décroît temporairement : c'est le minimum principal de la binaire.
- Una variabile Algol (o variabile di tipo Algol) è un tipo di binaria ad eclisse. 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.
- Gwiazdy typu Algola (znane również jako gwiazdy typu Beta Persei) to grupa gwiazd zmiennych zaćmieniowych, która swoją nazwę wzięła od Algola w gwiazdozbiorze Perseusza (β Per). Gwiazdy zmienne typu Algola to grupa układów półrozdzielonych, których krzywe zmian blasku zawierają dwa minima: jedno bardzo głębokie - główne oraz drugie znacznie płytsze - wtórne.
- Затменные переменные типа Алголя (EA) являются разновидностью затменных двойных звёзд. Когда более холодная звезда проходит перед более горячей, то часть света более горячей звезды затмевается, и общая яркость пары временно снижается.
- Algol değişenleri veya Algol türü ikililer örten çift yıldızların ışık eğrisi biçimlerine göre yapılan sınıflamanın bir grubunu teşkil etmektedirler. Tutulmalar dışındaki ışık şiddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak değişimler basıklık ve yansıma etkilerinden kaynaklanmaktadır. Buna bağlı olarak tutulma başlama ve bitiş zamanları, gözlenen ışık eğrileri üzerinden doğrudan hesaplanabilmektedir.
|
![[RDF Data]](/statics/sw-cube.png)
