Estrellas eclipsadas

Las estrellas eclipsantes ( variables eclipsantes [1] , binarias eclipsantes [2] , binarias fotométricas [3] ) son sistemas estelares en los que se observa un cambio periódico de brillo debido a los eclipses de una estrella por otra.

Los eclipses solo se pueden observar para aquellos sistemas cuyo plano orbital está cerca de la línea de visión. Las curvas de luz suelen mostrar mínimos principales (primarios) profundos , que se repiten con un período igual al período orbital, y entre ellos, mínimos secundarios más cortos [3] . Estos cambios en el brillo no significan que haya un cambio físico en la luminosidad de las estrellas mismas (aunque pueden ocurrir cambios físicos en sistemas binarios cercanos).

El número total de binarias eclipsantes conocidas es más de cinco mil [3] . El estudio de las binarias eclipsantes está coordinado por comisiones separadas de la Unión Astronómica Internacional : No. 26 "Estrellas dobles y múltiples", No. 27 "Estrellas variables" y No. 42 "Sistemas binarios cerrados" [4] . La atención especial que los investigadores prestan a tales sistemas se debe al hecho de que los sistemas binarios brindan una oportunidad única para determinar varias de las características más importantes de las estrellas, especialmente si la distancia al sistema y la curva de cambios en las velocidades radiales del Se conocen las estrellas incluidas en el sistema. Desde el momento del eclipse, se puede calcular el diámetro de las estrellas en fracciones de los semiejes mayores de sus órbitas , y luego en términos absolutos. A partir de la luminosidad y el tamaño de las estrellas, puedes encontrar la temperatura efectiva de su superficie.

Clasificación

La clasificación de las estrellas eclipsantes es bastante compleja. En la cuarta edición del Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS4), las binarias eclipsantes se destacan en una clase separada ( E ), que se divide en tipos según tres criterios [5] [6] :

1. forma de la curva de luz;
2. el grado de llenado por los componentes de su lóbulo de Roche ;
3. Características físicas de los componentes.

La clasificación para cada atributo es independiente y tiene designaciones separadas. Si un sistema se clasifica según más de un atributo, recibe dos (o incluso tres) designaciones, que se combinan mediante una barra inclinada (por ejemplo, E/DS o EW/DW/RS ).

Clasificación según la forma de la curva de luz

La clasificación según la forma de la curva de luz es tradicional y se considera la más simple, aunque está desactualizada [5] . Sin embargo, es adecuado para observadores [6] . Sobre esta base, las binarias eclipsantes se dividen en tres tipos [3] :

• el tipo Algol ( EA ): los mínimos se distinguen claramente en la curva de luz, el mínimo secundario suele ser más débil (puede estar ausente por completo); entre eclipses, el brillo del sistema es casi constante;
• tipo β Lyrae ( EB ) - la curva de luz consta de dos mínimos borrosos de diferentes profundidades, y entre ellos el brillo cambia continuamente;
• tipo W de Ursa Major ( EW ): hay dos mínimos borrosos de aproximadamente la misma profundidad en la curva de luz, el brillo cambia continuamente entre ellos.

En la última edición del Catálogo General de Estrellas Variables, las estrellas que son eclipsadas por exoplanetas ( EP ) [7] se asignan como un tipo separado .

Clasificación según el grado de llenado de las cavidades de Roche

La separación sobre esta base es aplicable a cualquier sistema binario (no solo a los eclipsantes). Se dividen en los siguientes tipos [8] [5] :

• Sistemas separados ( ing.  binarios separados ; tipos D , DM , DS , AR , DW según GCVS4): ambas estrellas no llenaron sus lóbulos de Roche. Las deformaciones de las mareas son pequeñas, las estrellas conservan su forma esférica.
• Sistemas semi-separados ( binarios semi-adosados ​​en inglés  ; SD ): solo una de las estrellas ha llenado su lóbulo de Roche, la sustancia de esta estrella comienza a fluir a través del punto interior de Lagrange hacia su satélite, la forma de la estrella está distorsionada.
• Sistemas de contacto ( esp.  binarios de contacto ; K , KE , KW ): ambas estrellas llenaron sus lóbulos de Roche, tienen la forma de un elipsoide deformado , a veces todo el sistema está inmerso en una capa común.

Esta clasificación se centra en los procesos que provocan la variabilidad.

Clasificación según las características físicas de los componentes

El Catálogo General de Estrellas Variables destaca las siguientes características físicas de las estrellas binarias [6] :

• El sistema contiene al menos un gigante o supergigante ( GS ).
• El sistema contiene una estrella Wolf-Rayet ( WR )
• El sistema contiene una enana blanca ( DW )
• Uno de los componentes es el núcleo de la nebulosa planetaria ( PN )
• Sistema tipo Hound Dogs RS ( RS )

Notas

1. ↑ AEC, 2003 , Cambios de apagón, p. 165.
2. ↑ AES, 2003 , Blackout underwire, p. 165.
3. ↑ 1 2 3 4 AES, 2003 , Aros fotométricos, p. 500-501.
4. ↑ Percy, 2007 , 5. Estrellas variables eclipsantes. 5.1 Resumen, pág. 106.
5. ↑ 1 2 3 Percy, 2007 , 5.3 Clasificación de variables eclipsantes, p. 107.
6. ↑ 1 2 3 Tipos de variabilidad de GCVS , 5. Cerrar sistemas binarios eclipsantes.
7. ↑ Tipos de variabilidad de GCVS , Los nuevos tipos de variabilidad.
8. ↑ AES, 2003 , Sistemas subterráneos, p. 364.

Literatura

• Diccionario enciclopédico astronómico / Para el consejo editorial de I. A. Klimishina y A. O. Korsun. - Lviv, 2003. - 547 p. — ISBN 966-613-263-X .  (ukr.)
• Percy JR Entendiendo las estrellas variables . - Cambridge University Press, 2007. - ISBN 9781139463287 .
• Wilson, RE Soluciones binarias eclipsantes en unidades físicas y estimación directa de distancias  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2008. - 1 de enero ( vol. 672 , n. 1 ). — pág. 575–589 . -doi : 10.1086/ 523634 . - .
• Bonanos, Alceste Z. Binarias eclipsantes: herramientas para calibrar la escala de distancia extragaláctica  // Actas de la Unión Astronómica Internacional  : revista  . - Prensa de la Universidad de Cambridge , 2006. - Vol. 2 . - Pág. 79-87 . -doi : 10.1017 / S1743921307003845 . — . — arXiv : astro-ph/0610923 .

Enlaces

• Samus NN, Durlevich OV GCVS Tipos de variabilidad y estadísticas de distribución de estrellas variables designadas según sus tipos de variabilidad (enlace no disponible) (18 de junio de 2015). Archivado desde el original el 10 de septiembre de 2015. (indefinido) 
• Bruton, D. Estrellas binarias eclipsantes . Universidad Estatal Stephen F. Austin. Archivado desde el original el 14 de abril de 2007. (indefinido)
• Worth, M Estrellas binarias ( PowerPoint ). Universidad Estatal Stephen F. Austin. Archivado desde el original el 3 de septiembre de 2003. (indefinido)

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