Uma ( estrela ) binária a eclipse , ou (estrela) fotométrica binária , é uma estrela binária em que o plano de revolução dos dois corpos se encontra substancialmente na linha de visão do observador, diminuindo assim e mutuamente periodicamente. Se este binário é também um binário espectroscópico e a paralaxe estelar do sistema é conhecida, é possível determinar todas as características dos dois membros (massa, densidade, luminosidade, etc.).
Os binários do Eclipse são estrelas variáveis , não porque o brilho (ou magnitude aparente ) de qualquer um dos membros varie, mas porque eles obscurecem uns aos outros. A estrela mais representativa dos binários do eclipse é Algol (β Persei ), chamada de "a estrela do demônio" pelos antigos astrônomos árabes, provavelmente porque eles notaram suas variações na luminosidade.
Foi John Goodricke , um astrônomo britânico muito jovem, que descobriu, em 1782 , que as diminuições na intensidade da luz de Algol (β Persei ) se manifestavam a cada 2 dias 20 horas e 49 minutos, e que interpretou essas variações periódicas assumindo a presença de um companheiro escuro, constituindo assim um sistema binário.
Naquela época, a hipótese era considerada fantasiosa e só um século depois, em 1890 , foi confirmada por um astrônomo alemão, Hermann Carl Vogel , que observou o espectro de luz de Algol (β Persei ). Foi assim que ele descobriu que suas ondas se moviam alternadamente do azul para o vermelho, com exatamente o mesmo período das variações de luz da estrela. Este fenômeno é devido ao efeito Doppler , que é de capital importância na astronomia: ele mostra que a posição das linhas espectrais de uma fonte de luz se move para o azul se a fonte se aproxima do observador, ou para o vermelho se ela se afasta isso, este fenômeno aumenta ainda mais à medida que a velocidade é alta. A partir dos movimentos observados das linhas de Algol, Hermann Carl Vogel foi, portanto, capaz de deduzir que o que se acreditava ser uma única estrela era na verdade um sistema de duas estrelas que giram em torno uma da outra, o que tem como consequência que elas se afastam alternadamente e aproxime-se de nós.
A curva de luz de um binário eclipsante é caracterizada por períodos de brilho quase constante, intercalados com quedas periódicas de intensidade. Se um dos membros do par de estrelas for maior que o outro, um deles ficará oculto por um eclipse total, enquanto o outro será obscurecido por um eclipse anular. A figura ao lado dá um exemplo teórico de como pode ser a curva de luz de um binário eclipsante.
O brilho mínimo ( mínimo principal ) ocorre quando a estrela mais brilhante é parcialmente escondida pela mais fraca. O mínimo secundário , que pode não ser muito visível em alguns casos, ocorre quando a estrela mais brilhante obscurece a mais fraca.
Na realidade, as curvas de luz dessas estrelas são muito menos angulares, as transições sendo mais "suaves". A principal razão para isso é que a superfície de uma estrela raramente é uniformemente luminosa; a segunda, mais marcada para casais muito próximos, sendo que as estrelas às vezes podem ser muito distorcidas.
Os binários do Eclipse são geralmente classificados em três tipos, sendo que cada uma dessas famílias, como costuma ser o caso na astronomia, tem o nome de uma estrela representativa.
O período da órbita de um binário eclipsado pode ser calculado estudando sua curva de luz, e os tamanhos relativos de cada um dos membros (em relação ao raio) podem ser determinados observando a velocidade na qual o brilho da estrela mais distante diminui enquanto o outro passa na frente dele. Se além disso o binário também é um binário espectroscópico , é possível encontrar todos os elementos orbitais , podendo a massa ser deduzida com relativa facilidade, o que significa que as densidades relativas dessas estrelas também podem ser calculadas.