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Algol variables or Algol-type binaries are … Algol variables or Algol-type binaries are a class of eclipsing binary stars that are similar to the prototype member of this class, β Persei (Beta Persei, Algol). An Algol binary is a system where both stars are near-spherical such that the timing of the start and end of the eclipses is well-defined. The primary is generally a main sequence star well within its Roche lobe. The secondary may also be a main sequence star, referred to as a detached binary or it may an evolved star filling its Roche lobe, referred to as a semidetached binary. 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 so, 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 over moderate periods of time (months to years), 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 0.1167 days (~2:48 hours, HW Virginis); the longest is 9892 days (27 years, Epsilon Aurigae). Over long periods of time, various effects can cause the period to vary: in some Algol binaries, mass transfer between the closely spaced components of the variable may cause monotonic increases in period; if one component of the pair is magnetically active, the Applegate mechanism may cause recurrent changes in period on the order of ∆P/P ≈ 10−5; magnetic braking or the effects of a third component star in a highly eccentric orbit can cause larger changes in period. 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. The components may have any spectral type, though in most cases the brighter component is found to have a B, A, F, or G class. Algol itself, the prototype of this type of variable star, Bayer designation Beta Persei, first had its variability 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).(This is a dynamic list and may never be able to satisfy particular standards for completeness. You can help by adding missing items with reliable sources.)
ing missing items with reliable sources.)
, Algol-variabler eller dubbelstjärnor av Al … Algol-variabler eller dubbelstjärnor av Algoltyp är en klass av förmörkande dubbelstjärnor som ur utvecklingssynvinkel är relaterade till prototypen för denna klass, β Persei (Beta Persei, Algol). En dubbelstjärna av Algoltyp är en halvseparerad konstellation där primärstjärnan är av tidig typ, en stjärna i huvudserien som inte fyller sin Roche-lob, medan den svalare, svagare, större, mindre massiva sekundärstjärnan ligger ovanför huvudserien i ett Hertzsprung-Russell-diagram och fyller sin Roche-lob. Tidigt i dess historia skulle sekundärstjärnan ha varit mer massiv och utvecklats först för att överfylla dess Roche-lob. Efter snabbt massautbyte blev den fyllande stjärnan mindre massiv än sin följeslagare. När den svalare komponenten passerar framför den hetare, blockeras en del av dennas ljus och den totala ljusstyrkan i stjärnparet, som ses från jorden, minskar temporärt. Detta är dubbelstjärnans primära minima. Total ljusstyrka kan också minska, men i mindre omfattning, när den varmare komponenten passerar framför den svalare. Detta är det sekundära läget. Perioden eller tidsintervallet mellan två primärminima är mycket regelbundet över måttliga tidsperioder (månader till år), som bestäms av dubbelstjärnans omloppsperiod, den tid det tar för de två stjärnorna att fullborda ett varv runt varandra. De flesta Algol-variablerna är ganska täta dubbelstjärnor, och därför är deras perioder korta, vanligtvis några dygn. Den kortast kända perioden är 0,1167 dagar (~ 2h 48m, HW Virginis). Den längsta är 9 892 dygn (27 år, Epsilon Aurigae). Under långa tidsperioder kan olika effekter orsaka att perioden varierar; i vissa Algol-par kan massöverföring mellan tätt förbundna variabler orsaka monotona ökningar av perioden. Om en komponent i paret är magnetiskt aktiv kan orsaka återkommande förändringar i perioden i storleksordningen ΔP / ∆P/P ≈ 10−5, magnetisk bromsning. Även effekterna av en tredje komponent i ett mycket excentriskt omlopp i konstellationen kan orsaka större förändringar av perioden. Komponenter i dubbelstjärnan Algol har en sfärisk eller något ellipsoid form. Detta skiljer dem från de så kallade Beta Lyrae-variablerna och W Ursae Majoris-variablerna, där de två komponenterna är så nära att gravitationseffekter leder till allvarliga deformationer av båda stjärnorna. Generellt är amplituden hos ljusstyrkevariationerna av storleksordningen en magnitud, den största variationen som är känd är 3,4 magnituder (V342 Aquilae). Komponenterna kan ha vilken spektraltyp som helst, men i de flesta fall har den ljusare komponenten spektralklass B, A, F eller G. Variabiliteten hos Algol (Bayer-beteckning Beta Persei), prototypen för denna typ av variabel stjärna, registrerades första gången 1667 av . Mekanismen för att den var variabel förklarades dock först korrekt av John Goodricke 1782. Många tusentals dubbelstjärnor av Algol-typ är nu kända och den senaste utgåvan av General Catalog of Variable Stars (2003) listar 3 554 av dem (9 procent av alla variabla stjärnor).dem (9 procent av alla variabla stjärnor).
, 알골형 변광성(Algol variable) 또는 알골형 쌍성(Algol-ty … 알골형 변광성(Algol variable) 또는 알골형 쌍성(Algol-type binary)은 식쌍성의 일종이다. 알골형 쌍성은 로슈엽을 채우지 않는 주계열성과 로슈엽을 채우는 주계열을 벗어난 동반성(더 차갑고, 어둡고, 크고, 질량은 작음)으로 이루어져 있다. 동반성이 먼저 로슈엽을 채웠음은 동반성의 진화가 더 빠르게 일어났음을 의미하며 이는 곧 처음에는 동반성의 질량이 처음에는 더 컸음을 의미한다. 그러다 빠른 질량 교환의 결과 로슈엽을 채운 동반성은 주계열 동반성보다 질량이 작아졌을 것이다. 차가운 동반성이 뜨거운 동반성 앞을 지나가게 되면 뜨거운 동반성의 빛이 가려지면서 지구에서 보았을 때 쌍성계의 총 밝기가 일시적으로 감소한 것처럼 보인다. 이때를 주극소(primary minimum)라고 한다. 한편 뜨거운 동반성이 차가운 동반성 앞을 지나갈 때도 밝기가 감소하지만 주극소만큼 감소하지는 않는다. 이때를 부극소(secondary minimum)라고 한다. 변광주기, 또는 두 주극소 사이의 시간간격은 상당한 기간(개월에서 년 단위)에 걸쳐 일정하게 유지된다. 변광주기는 쌍성을 이루는 두 동반성이 서로를 공전하는 주기에 의해 결정된다. 대부분의 알골형 변광성은 동반성 사이의 거리가 매우 가깝고, 따라서 주기가 수 일 정도로 짧다. 지금까지 발견된 알골형 변광성 중 주기가 가장 짧은 것은 처녀자리 HW로 그 변광주기는 0.1167일(~2.48 시간)에 불과하다. 가장 긴 것은 마차부자리 엡실론으로 변광주기 9892일(27년)이다. 오랜 시간이 흐르면서 여러 효과에 의해 주기가 변할 수 있다. 일부 알골형 쌍성에서는 동반성 간 거리가 너무 가까워서 이 일어나 주기가 증가하기도 한다. 그 외에 주기에 영향을 미칠 수 있는 경우로는 동반성 중 한 쪽이 자기적으로 활동적인 경우, 이심률이 높은 궤도로 쌍성 주위를 도는 제3의 동반성이 존재할 경우 등이 있다.률이 높은 궤도로 쌍성 주위를 도는 제3의 동반성이 존재할 경우 등이 있다.
, Gwiazdy typu Algola (gwiazdy typu Beta Per … Gwiazdy typu Algola (gwiazdy typu Beta Persei) – 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.Persei związany jest tzw. paradoks Algola.
, Зорі типу Алголя (EA за класифікацією ЗКЗЗ) — клас затемнюваних подвійних зір із чітко вираженими мінімумами, блиск яких поза затемненням залишається практично незмінним.
, Una variabile Algol (o variabile di tipo Algol) è una stella binaria a eclisse.
, Der Begriff der Algolsterne (kurz Algols) … Der Begriff der Algolsterne (kurz Algols) beschreibt sowohl eine Klasse von bedeckungsveränderlichen Sternen, deren Helligkeit sich im Maximum nicht oder kaum ändert, als auch eine Gruppe von wechselwirkenden Doppelsternen. Beide Sternklassen sind nach ihrem Prototypen Algol im Sternbild Perseus benannt.otypen Algol im Sternbild Perseus benannt.
, Затменные переменные типа Алголя (EA) являются разновидностью затменных двойных звёзд.
, Variables Algol o binàries del tipus Algol … Variables Algol o binàries del tipus Algol són una classe d'estrelles binàries eclipsants. Quan el component més fred passa per davant del més calent, una part de la llum d'aquesta darrera resulta bloquejada, i l'esclat de la binària, és 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 pel període de revolució de la binària, és el temps que estan les dues components a orbitar l'una voltant l'altra. 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 (27 anys, Èpsilon Aurigae). 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 . 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 es donen algunes dades interessants sobre les variables Algol.es interessants sobre les variables Algol.
, 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）為代表的一種食变星。 當溫 … 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）為代表的一種食变星。 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，這是這對聯星光度的主極小，所以由地球觀察到的聯星亮度會下降；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，可以測量出聯星的公轉週期，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，它們的週期都不長，通常都在幾天之內。以知週期最短的是玉夫座VZ (0.145天)，最長的則是御夫座ε，長達9892天（27年）。 大陵五型聯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，以致於引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。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。
, Les variables de type Algol ou binaires de … 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 minima 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 (Epsilon Aurigae). 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 gravitationnels 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). de toutes les étoiles variables connues).
, アルゴル型変光星（アルゴルがたへんこうせい）は、食変光星の分類の1つで、軌道平面が地 … アルゴル型変光星（アルゴルがたへんこうせい）は、食変光星の分類の1つで、軌道平面が地球からの方角と一致している。冷たい一方の星が熱いもう一方の星の前を通過すると、後者からの光が遮蔽され、地球から見た連星の合計の光度が一時的に低下し、最も光度の小さい状態になる。熱い方の星が冷たい方の星の前面を通過する時は、2番目に光度の小さい状態になる。 上記の2つの状態間の周期は非常に規則的で、公転周期によって決まる。ほとんどのアルゴル型変光星は非常に接近した連星で、そのため公転周期は短く、通常は数日である。既知の最も短い周期は、おとめ座HW星の0.1167日（2.48時間）で、既知の最も長い周期は、TYC 2505-672-1の69.1年である（従来はぎょしゃ座ε星の9892日（27年）が最長であった）。ぎょしゃ座ε星は、近年の観測により主星が巨大な円盤に覆われた伴星により掩蔽されることが判明した。TYC 2505-672-1も同様であると考えられている。 通常、光度の変化は1等級の桁であり、既知の最も大きい光度変化は、の3.4等級である。恒星のスペクトル型に制約はないが、多くの場合は明るい方の恒星はB、A、F、G型である。 アルゴル型変光星に似た変光星としてやおおぐま座W型変光星がある。これらはアルゴル型よりさらに連星の距離が近く、食外においても連続的に光度が変化する点が異なる。ルゴル型よりさらに連星の距離が近く、食外においても連続的に光度が変化する点が異なる。
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Der Begriff der Algolsterne (kurz Algols) … Der Begriff der Algolsterne (kurz Algols) beschreibt sowohl eine Klasse von bedeckungsveränderlichen Sternen, deren Helligkeit sich im Maximum nicht oder kaum ändert, als auch eine Gruppe von wechselwirkenden Doppelsternen. Beide Sternklassen sind nach ihrem Prototypen Algol im Sternbild Perseus benannt.otypen Algol im Sternbild Perseus benannt.
, Gwiazdy typu Algola (gwiazdy typu Beta Per … Gwiazdy typu Algola (gwiazdy typu Beta Persei) – 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.rzchni chłodniejszego, drugiego składnika.
, Затменные переменные типа Алголя (EA) являются разновидностью затменных двойных звёзд.
, アルゴル型変光星（アルゴルがたへんこうせい）は、食変光星の分類の1つで、軌道平面が地 … アルゴル型変光星（アルゴルがたへんこうせい）は、食変光星の分類の1つで、軌道平面が地球からの方角と一致している。冷たい一方の星が熱いもう一方の星の前を通過すると、後者からの光が遮蔽され、地球から見た連星の合計の光度が一時的に低下し、最も光度の小さい状態になる。熱い方の星が冷たい方の星の前面を通過する時は、2番目に光度の小さい状態になる。 上記の2つの状態間の周期は非常に規則的で、公転周期によって決まる。ほとんどのアルゴル型変光星は非常に接近した連星で、そのため公転周期は短く、通常は数日である。既知の最も短い周期は、おとめ座HW星の0.1167日（2.48時間）で、既知の最も長い周期は、TYC 2505-672-1の69.1年である（従来はぎょしゃ座ε星の9892日（27年）が最長であった）。ぎょしゃ座ε星は、近年の観測により主星が巨大な円盤に覆われた伴星により掩蔽されることが判明した。TYC 2505-672-1も同様であると考えられている。 通常、光度の変化は1等級の桁であり、既知の最も大きい光度変化は、の3.4等級である。恒星のスペクトル型に制約はないが、多くの場合は明るい方の恒星はB、A、F、G型である。 アルゴル型変光星に似た変光星としてやおおぐま座W型変光星がある。これらはアルゴル型よりさらに連星の距離が近く、食外においても連続的に光度が変化する点が異なる。ルゴル型よりさらに連星の距離が近く、食外においても連続的に光度が変化する点が異なる。
, 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）為代表的一種食变星。 當溫 … 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）為代表的一種食变星。 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，這是這對聯星光度的主極小，所以由地球觀察到的聯星亮度會下降；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，可以測量出聯星的公轉週期，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，它們的週期都不長，通常都在幾天之內。以知週期最短的是玉夫座VZ (0.145天)，最長的則是御夫座ε，長達9892天（27年）。 大陵五型聯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，以致於引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。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。
, Зорі типу Алголя (EA за класифікацією ЗКЗЗ) — клас затемнюваних подвійних зір із чітко вираженими мінімумами, блиск яких поза затемненням залишається практично незмінним.
, Una variabile Algol (o variabile di tipo Algol) è una stella binaria a eclisse.
, Algol-variabler eller dubbelstjärnor av Al … Algol-variabler eller dubbelstjärnor av Algoltyp är en klass av förmörkande dubbelstjärnor som ur utvecklingssynvinkel är relaterade till prototypen för denna klass, β Persei (Beta Persei, Algol). En dubbelstjärna av Algoltyp är en halvseparerad konstellation där primärstjärnan är av tidig typ, en stjärna i huvudserien som inte fyller sin Roche-lob, medan den svalare, svagare, större, mindre massiva sekundärstjärnan ligger ovanför huvudserien i ett Hertzsprung-Russell-diagram och fyller sin Roche-lob. Tidigt i dess historia skulle sekundärstjärnan ha varit mer massiv och utvecklats först för att överfylla dess Roche-lob. Efter snabbt massautbyte blev den fyllande stjärnan mindre massiv än sin följeslagare.tjärnan mindre massiv än sin följeslagare.
, Algol variables or Algol-type binaries are … Algol variables or Algol-type binaries are a class of eclipsing binary stars that are similar to the prototype member of this class, β Persei (Beta Persei, Algol). An Algol binary is a system where both stars are near-spherical such that the timing of the start and end of the eclipses is well-defined. The primary is generally a main sequence star well within its Roche lobe. The secondary may also be a main sequence star, referred to as a detached binary or it may an evolved star filling its Roche lobe, referred to as a semidetached binary.obe, referred to as a semidetached binary.
, Les variables de type Algol ou binaires de … 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.plus froide : c'est le minimum secondaire.
, Variables Algol o binàries del tipus Algol … Variables Algol o binàries del tipus Algol són una classe d'estrelles binàries eclipsants. Quan el component més fred passa per davant del més calent, una part de la llum d'aquesta darrera resulta bloquejada, i l'esclat de la binària, és 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.a més freda; aquest és un mínim secundari.
, 알골형 변광성(Algol variable) 또는 알골형 쌍성(Algol-ty … 알골형 변광성(Algol variable) 또는 알골형 쌍성(Algol-type binary)은 식쌍성의 일종이다. 알골형 쌍성은 로슈엽을 채우지 않는 주계열성과 로슈엽을 채우는 주계열을 벗어난 동반성(더 차갑고, 어둡고, 크고, 질량은 작음)으로 이루어져 있다. 동반성이 먼저 로슈엽을 채웠음은 동반성의 진화가 더 빠르게 일어났음을 의미하며 이는 곧 처음에는 동반성의 질량이 처음에는 더 컸음을 의미한다. 그러다 빠른 질량 교환의 결과 로슈엽을 채운 동반성은 주계열 동반성보다 질량이 작아졌을 것이다. 차가운 동반성이 뜨거운 동반성 앞을 지나가게 되면 뜨거운 동반성의 빛이 가려지면서 지구에서 보았을 때 쌍성계의 총 밝기가 일시적으로 감소한 것처럼 보인다. 이때를 주극소(primary minimum)라고 한다. 한편 뜨거운 동반성이 차가운 동반성 앞을 지나갈 때도 밝기가 감소하지만 주극소만큼 감소하지는 않는다. 이때를 부극소(secondary minimum)라고 한다.소하지는 않는다. 이때를 부극소(secondary minimum)라고 한다.
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