Binaria a eclisse: differenze tra le versioni
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| ⚫ | [[Immagine:Eclipsing binary star animation 2.gif|right|300px|thumb| Animazione di una binaria ad eclisse; in basso la curva di variazione dell'intensità dell'emissione luminosa.''<ref>{{cite web | url =http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro101/java/eclipse/eclipse.htm| title = Eclipsing Binary Simulation | publisher = Cornell Astronomy}}</ref>]] |
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In [[astronomia]], una '''binaria ad eclisse''' è una [[stella binaria]] in cui il piano [[orbita]]le delle due [[stella|stelle]] si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano [[eclissi]] reciproche. Se un tale sistema è anche una [[binaria spettroscopica]] e la sua [[parallasse]] è conosciuta, esso può essere analizzato in grande dettaglio. |
In [[astronomia]], una '''binaria ad eclisse''' è una [[stella binaria]] in cui il piano [[orbita]]le delle due [[stella|stelle]] si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano [[eclissi]] reciproche. Se un tale sistema è anche una [[binaria spettroscopica]] e la sua [[parallasse]] è conosciuta, esso può essere analizzato in grande dettaglio. |
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Versione delle 17:18, 31 ago 2012
In astronomia, una binaria ad eclisse è una stella binaria in cui il piano orbitale delle due stelle si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche. Se un tale sistema è anche una binaria spettroscopica e la sua parallasse è conosciuta, esso può essere analizzato in grande dettaglio.
Le binarie ad eclisse sono anche stelle variabili (e dette quindi variabili a eclisse), non perché le singole stelle siano variabili, ma a causa delle eclissi. L'esempio più famoso è la stella Algol (β Persei), chiamata la stella del diavolo dagli arabi, che con tutta probabilità avevano notato la sua variabilità.
La curva di luce di una binaria ad eclisse è caratterizzata, per alcuni tipi (EA), da estesi intervalli di luminosità praticamente costante, con cadute periodiche di intensità, per altri la luminosità non è mai costante (EB,EW). Se una delle stelle è più grande dell'altra, quest'ultima subirà un'eclisse totale mentre la prima mostrerà un'eclisse anulare.[2]
Il periodo dell'orbita di una binaria ad eclisse può essere determinato dallo studio della curva di luce, e la grandezza relativa delle due stelle può essere trovata, prendendo come unità il raggio dell'orbita, osservando quanto velocemente la luminosità cambia quando i due dischi stellari si sovrappongono. Se è anche una binaria spettroscopica gli elementi orbitali possono essere trovati completamente, e la massa delle stelle può essere facilmente determinata.
Note
- ^ Eclipsing Binary Simulation, su astro.cornell.edu, Cornell Astronomy.
- ^ D. Gossman, Light Curves and Their Secrets, in Sky & Telescope, October 1989.
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