Algol-muuttuja

Algol-tyypin pimennysmuuttujassa on kaksi tähteä, jotka vuorotellen pimentävät toisensa. Alla näkyy tähden säteilemää valoa kuvaava valokäyrä

Algol-tyypin muuttujan valokäyrän synty. Suurempi punainen tähti on tässä himmeämpi, ja kirkkaampi sininen tähti pienempi mutta kuumempi. Kun sininen tähti peittyy punaisen taakse, syntyy suuri minimi. Molempien tähtien näkyessä rinnakkain kaksoistähti loistaa kirkkaana. Ennen pääminimiä tapahtuu kirkastumista luultavasti siksi, että himmeä punainen tähti heijastaa sinisen valoa.

Algol-tyyppinen pimennysmuuttuja on kirkkaudeltaan muuttuva tähti, joka on saanut nimensä beta Persein eli Algolin mukaan. Valonvaihtelut johtuvat pääosin kahden kirkkaudeltaan ja lämpötilaltaan eri suuruisen tähden peittäessä toisiaan. Tähden kirkkaus on suurimman osan ajasta melko tasainen, kirkkauskäyrässä on syvä pääminimi ja melko matala sivuminimi. Pääminimi johtuu kirkkaamman ja kuumemman tähden pimentymisestä kylmemmän taakse. Tähti on kirkkaustasanteella "maksimissa" , kun molemmat tähdet näkyvät yhtä aikaa. Algol-tyypissä näin on suurimman osan ajasta.

Algol-tyypin esikuvan Algolin valonvaihtelu on ollut tiedossa pitkän aikaa mutta selitettiin johtuvaksi kahdesta tähdestä vasta 1800-luvun loppupuolella. Montanari kirjoitti säännöllisestä vaihtelusta 1667, ja vuonna 1783 Goodricke mittasi vaihtelun jaksoksi 2.867 vuorokautta. Hän esitti kaksi vaihtoehtoista selitystä: joko tähti käänsi tummemman puolensa maahan päin tai sitä kiersi joku tumma kappale joka aiheutti osittaisia tähdenpimennyksiä. Vuonna 1881 Edward Charles Pickering vahvisti että kyse oli kaksoistähdestä.

Algol-tyypistä

Algol-tyypin jakso on 0,1 -10000 vuorokautta. UX Ursae Majoris-muuttujat ovat Algol-muuttujia, joiden jakso on 0.07 -- 0.5 päivää, kirkkauden vaihtelu alle 1,5 magnitudia ja absoluuttinen kirkkaus +2 -- +4. Tähtien massahävikki > 10^-8 Auringon massaa vuodessa.

Algol-tyyppiä muistuttavia pimennysmuuttujia

Zeta Aurigae -tyypin pimennysmuuttujassa on G tai K-tyypin keltainen tai oranssi jättiläinen ja B-tyypin pääsarjan tähti. Kun oranssi jättiläinen laajenee, massavirta tähtien välillä alkaa, koska jättiläistähti täyttää Rochen silmukan. VV Cephei -tyypin muuttujissa suurempi tähti on tyypin M punainen jättiläinen.

Aktiivisia pimennysmuuttujia

Joillain pimennysmuuttujilla havaitaan voimakas kromosfäärin aktiivisuus. W Serpentis -tähdet ovat aktiivisia Algol-systeemejä. RS Canum Veneticorum -tähdet ovat spektriluokan F tai myöhäisempiä tähtiä, ja BY Draconis -tähdet muistuttavat RS Canum Venaticorum -tähtiä.