Co to jest układ podwójny półrozdzielony?
Układ podwójny półrozdzielony to typ układu podwójnego, w którym tylko jedna ze składowych wypełnia swój płat Roche’a i traci masę przez punkt libracyjny L1 do towarzysza – tworzy strumień materii i dysk akrecyjny wokół składowej przyjmującej. Prototypem klasy jest Algol (beta Persei) w gwiazdozbiorze Perseusza, zaćmieniowy układ podwójny o bardzo jasności 2,1-3,4 mag, znany od starożytności pod arabską nazwą 'Ras al-Ghul’ (Głowa Demona).
Paradoks Algola: jasna składowa A (B8V, ciąg główny) wydaje się starsza ewolucyjnie niż mniej masywna składowa B (K2 IV, podolbrzym) – co jest odwrotne do oczekiwań, bo masywniejsze gwiazdy ewoluują szybciej. Rozwiązanie paradoksu: składowa B była pierwotnie masywniejsza i ewoluując szybciej wypełniła swój płat Roche’a, transferując masę na składową A – tzw. inwersja masy (mass reversal). Transfery masy w układach półrozdzielonych prowadzą do: nowych (nova) – gdy składowa przyjmująca to biały karzeł i akumuluje wodór do wybuchu termonuklearnego; rentgenowskich układów podwójnych X (X-ray binary) – gdy składowa przyjmująca to gwiazda neutronowa lub czarna dziura (Cygnus X-1); gwiazdy Be – gdy gwiazda klasy B otrzymuje masę i tworzy dysk równikowy (Algol-type). Krzywa blasku układu półrozdzielconego ma głębokie minima: pierwsze minimum (zaćmienie składowej jasnej przez chłodną) jest głębsze, drugie (tranzy chłodnej przez jasną) jest płaskie.
Układy półrozdzielone są laboratorium ewolucji gwiazdowej – umożliwiają badanie transferu masy, budowy dysków akrecyjnych i powstawania egzotycznych obiektów jak pulsary akrecyjne. Program OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) skatalogował setki tysięcy zmiennych zaćmieniowych z Drogi Mlecznej i LMC/SMC, w tym tysiące układów Algol-type.