アルゴル変数

アルゴル変光星またはアルゴル型連星は、このクラスの原型であるペルセウス座β星（ペルセウス座β星、アルゴル）に似た食連 星のクラスです。アルゴル連星は、両方の星がほぼ球形で、食の開始と終了のタイミングが明確に定義されているシステムです。主星は通常、ロッシュローブの十分に内側にある主系列星です。副星も主系列星である場合があり、分離連星と呼ばれますが、ロッシュローブを埋め尽くす進化した星である場合もあり、半分離連星と呼ばれます。^[1]

より冷たい成分がより熱い成分の前を通過すると、後者の光の一部が遮られ、地球から見た連星全体の明るさが一時的に減少します。これが連星の主極小期です。より熱い成分がより冷たい成分の前を通過すると、全体の明るさも減少しますが、その程度は小さくなります。これが二次極小期です。^[2]

周期、つまり2つの主要な極小値の間の時間間隔は、中程度の期間（数か月から数年）にわたって非常に規則的であり、連星の公転周期、つまり2つの構成要素が互いの周りを1周するのにかかる時間によって決まります。ほとんどのアルゴル変光星は非常に近い連星であるため、周期は短く、通常は数日です。知られている最短周期は0.1167日（約2時間48分、おとめ座HW星）です。最長は9892日（27年、ぎょしゃ座ε星）です。長期間にわたって、さまざまな効果により周期が変化する可能性があります。一部のアルゴル連星では、変光星の近接した構成要素間の質量移動により、周期が単調に増加する可能性があります。ペアの一方の構成要素が磁気的に活発な場合、アップルゲート機構により、 ∆P/P ≈ 10 ⁻⁵のオーダーで周期が繰り返し変化する可能性があります。磁気ブレーキや、非常に離心率の高い軌道にある3番目の構成要素の星の影響により、周期が大きく変化する場合があります。^[3]

アルゴル連星系を構成する恒星は、球形、またはわずかに楕円形をしています。これは、いわゆる「こと座ベータ変光星」や「おおぐま座W変光星」と区別するものであり、これらの変光星では、2つの構成要素が非常に近いため、重力の影響で両方の恒星に深刻な変形が生じます。

一般的に、明るさの変化の振幅は1等級程度で、最大の変化は 3.4 等級 (V342 Aquilae) であることが知られています。コンポーネントは任意のスペクトル型を持つ可能性がありますが、ほとんどの場合、明るいコンポーネントは B、A、F、または G クラスであることがわかっています。

このタイプの変光星の原型であるアルゴル（バイエル名ペルセウス座β星）は、1667年にジェミニアーノ・モンタナリによって初めて変光が記録されました。アルゴルが変光するメカニズムは、1782年にジョン・グッドリックによって初めて正しく説明されました。

現在、何千ものアルゴル連星が知られています。最新版の変光星総合カタログ (2003 年) には、3,554 個のアルゴル連星 (変光星全体の 9%) が記載されています。

• DM = 分離した主系列星系。両方の構成要素が主系列星であり、どちらも内側のロッシュローブを満たしていない。
• DS = 準巨星を持つ分離系。準巨星は内部臨界面を満たさない。
• GS = 巨星と超巨星のどちらかまたは両方を含むシステム。そのうちの1つは主系列星である可能性がある。
• KE = 早期 (OA) スペクトル型の接触システム。両方のコンポーネントのサイズが内部臨界面と近い。
• SD = 半分離型システム。1 つの星がロッシュ ローブを占めています。

• 食連星、D. ブルトン (スティーブン F. オースティン州立大学)
• OGLE 変光星光度曲線アトラス - アルゴル型連星