Binarias eclipsantes o fotométricas

Introducción

Cuando la órbita de una estrella doble es vista de lado o bajo un ángulo muy pequeño y la pareja está relativamente cerca, cada una de las estrellas se interpone periódicamente entre el observador y la otra componente. En ese caso se producirá un eclipse, o más concretamente una ocultación para el observador, que recibe la luz de la binaria sin ser capaz de separar las dos componentes estelares. Estas estrellas dobles se detectan por la variación de la magnitud aparente del sistema.
El hecho de que las dos componentes estén muy próximas hace que las binarias eclipsantes sean muy a menudo al mismo tiempo binarias espectroscópicas. En este caso, el estudio de la variación del brillo permite calcular la relación entre los radios, y el estudio del espectro, si presenta líneas dobles, nos da la velocidad orbital de cada componente. Se puede entonces calcular el radio de las dos componentes, pero también sus masas y la distancia que las separa, sin hacer ninguna medida del diámetro aparente.
La primera binaria eclipsante en ser observada fue Algol ( Persei). Sus variaciones de brillo son conocidas desde 1670 por las observaciones de Geminiano Montanari. El primer estudio sistemático fue hecho por John Goodricke en 1783. Actualmente se conocen más de 4000 sistemas de binarias eclipsantes. Los periodos de estos sistemas son en general cortos, variando de unas horas a una decena de días. El periodo más corto medido a día de hoy es el de WZ Sagittae (1h22min) y el más largo es el de Aurigae con sus 9883 días (27 años).