¶ EA型（Algol 变星、又称大陵五型变星）
作者：李瑀旸 吕不悔
主分类：Eclipse
¶ 历史背景
Alan H. Batten[1]对于Algol型双星的当代定义:“一种双星，其中质量较小的恒星成分填满了它的洛希瓣，而另一颗没有，是非简并的。”这类相互作用的双星是以Algol (β Per)系统本身命名的，它的光变特性是由John Goodricke[2]发现的。
¶ 物理图像
¶ 基本信息
在这些半分离的双星系统中，主星通常是B或A型主序星，而较冷的次星则是A-K III-IV星。Algol处于子星发生质量逆转后的缓慢传质阶段(~ - )。子星是球形或略微椭球形，与所谓的天琴座β变星和大熊座W变星有所不同，这两种变星的伴星都更为靠近，以致于引力会影响到恒星的外型。其周期或两次主极小的时间间隔，是非常规律的，可以测量出双星的公转周期，这个时间就是两颗星在轨道上互相环绕一周的时间。大部分的大陵五型变星是相当接近的双星，它们的周期都不长，通常都在几天之内。以知周期最短的是玉夫座VZ (0.145天)，最长的则是御夫座ε，长达9892天（27年）[3]。
¶ 星周物质特性
通过r-q图可以了解Algol双星系统中的星周物质的性质，该图绘制了获得质量子星的数半径(R_p/a)与质量比(q = /)的对应关系，并与Lubow和Shu(1975)[4]的气流流体动力学理论计算相比较。如图所示,上面的虚线()描绘了不同质量比系统的密集吸积盘的分数半径,下面的虚线曲线()表示相对于质量接受星中心的最小距离。如果系统落在上方曲线之上，气体流将击中质量接受星的光球，从星周物质中看到的任何发射将是瞬态的。如果系统低于下方曲线，则将看到一个强烈发射的吸积盘。吸积盘中物质的数量可以变化，特别是对于接近下方曲线的系统。最易变的吸积盘出现在两条曲线之间的系统中，因为宽气流的内部部分将撞击或擦过主星的光球，而外缘将汇入吸积盘。对于在线上方的系统，撞击气流与B星光球之间的夹角从~50°到法线或切线不等[3:1]。
根据Algol 星周物质的模拟理论，Algol包含一个短周期半分离双星系统，其中包含一个主序星和一个演化的亚巨星伴星。伴星的洛希瓣溢出产生了一个潮汐流，该流自由落体从内拉格朗日点向主星方向，受重力和科里奥利力的影响。
在Algol中，星周环流与潮汐流的初始速度和方向相对独立。流体动力学主要取决于辐射冷却的强度，而这取决于质量传输流中气体的密度。随着冷却变得更有效，潮汐流受到星周气体的偏转越来越少，流的末端点越来越靠近恒星表面（最终撞击表面），星周盘的范围减小，由于热不稳定性，星周环流变得更加不规则。
¶ 光变特性
当温度较低的恒星由较热的恒星前方经过时，会遮蔽后方恒星部分或全部的光，这是这对双星光度的主极小，所以由地球观察到的双星亮度会下降；但稍后，当较热的恒星经过较冷恒星前方时，也会造成光度的下降，称为第二极小或次极小[5]。通常，这类型的光度变化在一个视星等左右，已知变化最大的是天鹰座V342，光度变化达到3.4等。伴星可以是任何一种光谱类型，但较明亮的都属于B、A、F或G型光谱，对于大陵五型变星，其特点是光变曲线棱角分明，主次级小差异程度无固定规律。
¶ 典型样本
¶ 天体基本信息
- OGLE-LMC-ECL-30177：光变周期约为1.43天，主极小光度变化约为1.2等，次极小光度变化约为0.3等[6]。
¶ 光变曲线
OGLE-LMC-ECL-30177的光变曲线
¶ 重要文献
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¶ 参考文献
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