GRAV - Sezione Binarie ad Eclisse

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Sezione Binarie ad eclisse - Classificazione

Responsabile della sezione binarie ad eclisse: simone santini dornick@tele2.it

Classificazione delle binarie ad eclisse.
a cura di Simone Santini
 
Il GCVS (General Catalogne of Variable Stars)  identifica diversi tipi di variabili ad eclisse, suddividendole in base alla forma della curva di luce,  alle caratteristiche fisiche ed evolutive del sistema. Qui viene riportata la classificazione relativa alla forma della curva di luce.  La lettera E indica  in generale i sistemi binari il cui piano orbitale è vicino ai 90° (cioè quasi nella stessa direzione della linea di vista dell’osservatore) così che le due componenti si eclissano periodicamente a vicenda. Si osservano quindi periodici cambiamenti della magnitudine globale del sistema con periodi coincidenti con quelli del moto orbitale delle componenti il sistema.

• EA : sono le stelle tipo Algol (β Persei). Si tratta di stelle di forma sferica o leggermente ellissoidale. La curva di luce presenta minimi primari profondi e acuti e minimi secondari meno marcati. Nell’intervallo tra i minimi la magnitudine è costante o varia molto poco ( a causa di effetti di riflessione o per la forma non perfettamente sferica delle componenti. I periodi possono andare da 0.2  a oltre 10000 giorni e la variazione può essere di diverse magnitudini.

• EB : sono stelle tipo β Lyrae, di solito di tipo spettrale A o B. Le componenti in questo caso hanno forma ellissoidale e presentano curve di luce delle quali è quasi impossibile evidenziare esattamente i tempi di inizio e fine delle eclissi perché il cambiamento di magnitudine del sistema avviene con continuità. Si osservano comunque minimi primari e secondari abbastanza diversi tra loro come profondità, ma non ci sono tratti di magnitudine costante nella curva. I periodi sono solitamente superiori ad un giorno e la variazione di luminosità è inferiore alle due magnitudini

• EW : sono le stelle tipo W Ursae Maioris, con tipo spettrale F, G e oltre. Le componenti il sistema sono di forma ellissoidale e molto ravvicinate. Anche in questo caso è impossibile determinare l’esatto inizio e la fine dell’ eclisse a causa di una variazione continua della magnitudine. I minimi primari e secondari sono quasi esattamente uguali come profondità, a differenza dei due tipi precedenti. I periodi sono inferiori ad un giorno e la variazione di luminosità minore di 0.8 magnitudini.