Variables eclipsantes

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Son sistemas binarios eclipsantes. Estos sistemas tienen los planos orbitales tan próximos a la línea de visión del observador -el ángulo entre el plano orbital y el plano ortogonal con la línea de visión es próximo a 90°- que las dos componentes o una de ellas se eclipsan mutuamente de forma periódica. En consecuencia el observador ve cambios del brillo combinado del sistema coincidiendo con el del movimiento orbital de las componentes.  
 

EA
Son las variables eclipsantes de tipo (ß Per), denominadas también algólidas. Se trata de binarias eclipsantes con componentes esféricas o ligeramente elípticas. En la curva de luz se puede especificar el inicio y el final de los eclipses. Entre eclipses, el brillo permanece casi constante o únicamente varía ligeramente como consecuencia de efectos de reflexión, de una ligera elipticidad de las componentes o variaciones físicas. El mínimo secundario puede no ser visible.

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Curva de luz de la algolida RZ Cas (GEA 1984)

Los períodos se sitúan dentro de una horquilla muy amplia, de 0,2 a 10.000 días y más; las amplitudes de variación son asimismo muy variadas, pudiendo llegar a ser de varias magnitudes. 


EB

Son variables eclipsantes del tipo ß Lyrae, sistemas cuyas componentes son elípticas y cuyas curvas de luz no permiten precisar los instantes de inicio y final de los eclipses como consecuencia de una variación continua del brillo aparente combinado del sistema entre eclipses. El mínimo secundario se observa en todos los casos, siendo su profundidad por regla general, netamente inferior a la del mínimo primario. Los períodos normalmente son superiores a 1 día; lo habitual es que las componentes sean de tipo espectral poco avanzado (B o A). La amplitud de las variaciones son en general inferiores a 2 mag.

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V600 Per, una eclipsante descubierta por el GEA, es un ejemplo de una Beta Lyrae


EW

Las variables eclipsantes de tipo W Ursae Majoris son binarias eclipsantes con períodos inferiores a 1 día. Consisten en componentes elipsoidales en contacto originando curvas de luz en las que es imposible especificar los instantes de inicio y final de los eclipses; las profundidades de los mínimos primario y secundario son iguales o casi iguales. Las amplitudes luminosas son en general inferiores a 0,8 mag. Las estrellas que forman estos sistemas normalmente pertenecen a los tipos espectrales F y G, o más avanzados. 

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44-i Bootes es un buen ejemplo de una W UMa (GEA 1989)


Más información sobre binarias eclipsantes

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Grup d'Estudis Astronòmics      

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