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| 交食雙星 |
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交食雙星(eclipsing binary star)，亦稱食雙星、光度雙星、食變星等，是指兩顆恆星在相互引力作用下圍繞公共質量中心運動，相互繞轉彼此掩食(一顆子星從另一顆子星前面通過，象月亮掩食太陽)而造成亮度發生有規律的、周期性變化的雙星。這類雙星的軌道面與視線幾乎在同一平面上，因此，相互遮掩發生交食現象、引起雙星的亮度變化而得名。雙星的光變周期就是它們的繞轉周期。光變周期最短的只幾小時，如大熊座UX星，光變周期為4小時43分;最長的如半人馬座V644星，光變周期長達65年。
簡介
最早發現的食雙星是大陵五(英仙座β)，它最亮時為2.13等(光電目視星等，下同)，最暗時(稱為主極小食甚)為3.40等，這是甲星被乙星偏食所致。乙星被甲星偏食，損光最多時整個雙星成為2.19等(稱為次極小食甚)。大陵五的軌道周期是 2.8673075天。它由平時亮度降到最暗約需4.9小時，由最暗回到平時亮度也約需4.9小時。食雙星的光變曲線(見附圖)可分為三種類型:①大陵五型，食外變化較小;②漸台二(天琴座β)型，食外也顯著變光，但主極小食甚比次極小食甚暗得多;③大熊座W型,食外顯著變光，主極小食甚比次極小食甚稍暗。
評價
分析食雙星的光變曲線，可以比較可靠地求得大星半徑、小星半徑(都以軌道半長軸為單位)、軌道面傾角(軌道面法線和視線交角)、大星或小星光度(以總光度為單位)、反映大星和小星的圓面亮度分布的"臨邊昏暗係數"等，統稱為測光軌道解，簡稱測光解或測光軌道要素。如果這雙星又是雙譜分光雙星(見密近雙星)，並且已有比較可靠的分光軌道解，那麼和上面的測光軌道解結合起來，可以得出組成該雙星的兩子星各自的質量和半徑(以太陽質量和太陽半徑為單位)。所以，某些食雙星能為人們提供比較可靠的恆星基本參量，成為研究恆星物理和恆星演化的重要基礎之一。但由於大多數食雙星總有偏離"理想共性"的這樣那樣的"個性"，已測出基本物理參量的食雙星不僅數量少，而且數據也不夠精確。[1]