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| 交食双星 |
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交食双星(eclipsing binary star)，亦称食双星、光度双星、食变星等，是指两颗恒星在相互引力作用下围绕公共质量中心运动，相互绕转彼此掩食(一颗子星从另一颗子星前面通过，象月亮掩食太阳)而造成亮度发生有规律的、周期性变化的双星。这类双星的轨道面与视线几乎在同一平面上，因此，相互遮掩发生交食现象、引起双星的亮度变化而得名。双星的光变周期就是它们的绕转周期。光变周期最短的只几小时，如大熊座UX星，光变周期为4小时43分;最长的如半人马座V644星，光变周期长达65年。
简介
最早发现的食双星是大陵五(英仙座β)，它最亮时为2.13等(光电目视星等，下同)，最暗时(称为主极小食甚)为3.40等，这是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，损光最多时整个双星成为2.19等(称为次极小食甚)。大陵五的轨道周期是 2.8673075天。它由平时亮度降到最暗约需4.9小时，由最暗回到平时亮度也约需4.9小时。食双星的光变曲线(见附图)可分为三种类型:①大陵五型，食外变化较小;②渐台二(天琴座β)型，食外也显著变光，但主极小食甚比次极小食甚暗得多;③大熊座W型,食外显著变光，主极小食甚比次极小食甚稍暗。
评价
分析食双星的光变曲线，可以比较可靠地求得大星半径、小星半径(都以轨道半长轴为单位)、轨道面倾角(轨道面法线和视线交角)、大星或小星光度(以总光度为单位)、反映大星和小星的圆面亮度分布的"临边昏暗系数"等，统称为测光轨道解，简称测光解或测光轨道要素。如果这双星又是双谱分光双星(见密近双星)，并且已有比较可靠的分光轨道解，那么和上面的测光轨道解结合起来，可以得出组成该双星的两子星各自的质量和半径(以太阳质量和太阳半径为单位)。所以，某些食双星能为人们提供比较可靠的恒星基本参量，成为研究恒星物理和恒星演化的重要基础之一。但由于大多数食双星总有偏离"理想共性"的这样那样的"个性"，已测出基本物理参量的食双星不仅数量少，而且数据也不够精确。[1]