Differenze tra le versioni di "Binaria a eclisse"

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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>{{citeCita web | url =http://www.astro.cornell.edu/academics/courses/astro101/java/eclipse/eclipse.htm| titletitolo = Eclipsing Binary Simulation | publishereditore = Cornell Astronomy}}</ref>]]
 
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.
Le binarie ad eclisse sono anche [[stella variabile|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 (astronomia)|Algol]] (β [[Perseus (astronomia)|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.<ref>{{citeCita journalpubblicazione | firstnome = D. | lastcognome = Gossman | titletitolo = Light Curves and Their Secrets | journalrivista = Sky & Telescope | month mese= October ottobre| yearanno = 1989 | page = 410}}</ref>
 
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 (fisica)|massa]] delle stelle può essere facilmente determinata.
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