Magnitud aparente de las estrellas binarias

La caída más grande se produce cuando la estrella más fría pasa frente al objeto más caliente. La razón por la que la caída es mayor en este caso es que la cantidad de luz emitida por el área de la estrella más caliente que está cubierta por la estrella más fría es mucho mayor que la cantidad de luz emitida por la misma área en la estrella más fría. Por lo tanto, cuando la estrella fría pasa frente a la estrella más caliente, se bloquea mucha luz y la depresión es grande. Mientras que cuando la estrella más caliente pasa frente a la estrella más fría, no se ha perdido mucha luz y la caída es más pequeña.

Cuanto más cercanas en temperatura (y brillo) sean las dos estrellas, más iguales serán el tamaño de las inmersiones. En este caso tenemos una estrella muy tenue orbitando una muy brillante ya que la caída del eclipse primario (en fase 0.0 == 1.0) es de 1.6 magnitudes mientras que la caída secundaria (en fase 0.5) es muy pequeña, menos de 0.1 magnitudes.

Si lo piensas lógicamente, debería ser fácil de visualizar.

De hecho, la estrella más brillante no tiene por qué ser necesariamente más grande . Podría muy bien ser más pequeña, tal vez la estrella más grande es una gigante roja , mientras que la estrella más pequeña es una secuencia principal azul , que tiene mayor luminosidad.

En cualquier caso, el punto medio de la Mse produce cuando la estrella con menor temperatura superficial va por detrás de la estrella con mayor temperatura superficial , y los lados son cuando sucede lo contrario. He aquí por qué: la cantidad de luz que se emite por metro cuadrado de la superficie de una estrella depende directamente de la temperatura de la superficie de la estrella. La temperatura de la superficie no siempre está relacionada con el tamaño de la estrella (si ambas estrellas son de la secuencia principal, entonces la estrella más grande tendrá la temperatura superficial más alta, pero si una de las estrellas es gigante, puede que ese no sea el caso; las estrellas gigantes son relativamente fresco en comparación). Cada vez que ocurre un eclipse, sin importar qué estrella esté siendo eclipsada, se cubre la misma cantidad de área de superficie(igual al tamaño de la estrella más pequeña). Por lo tanto, dado que la misma cantidad de superficie está cubierta en ambos sentidos, la estrella que tiene la temperatura superficial más alta dará las caídas más profundas en el gráfico cuando sea eclipsada.

Lo que esto significa es que la estrella más brillante no es necesariamente la que tiene la temperatura superficial más alta. Aquí hay un ejemplo: suponga que tiene una estrella supergigante increíblemente grande que tiene 100,000 veces la luminosidad del sol. No obstante, es bastante fresco, su alta luminosidad se debe a su tamaño. También tenemos una estrella azul tipo O relativamente pequeña, pero extremadamente caliente, que tiene 50.000 veces la luminosidad del sol. Ahora, la supergigante, aunque tiene una temperatura superficial más baja, sigue siendo más brillante en general. Sin embargo, todavía se aplica el mismo principio: la caída central más pequeñaM de ocurrirá cuando la estrella azul esté cubriendo a la supergigante (en otras palabras, cuando la estrella más tenue cubra a la supergigante).estrella más brillante ), y las caídas más grandes ocurrirán cuando la supergigante cubra la estrella azul.

Vea este bonito simulador binario eclipsante para tener una idea visual de cómo funciona.

En el gráfico dado en su pregunta, el medio de la inmersión 'M' representa el eclipse de la estrella más brillante contra la más tenue. Veo una animación de Wikipedia en http://en.wikipedia.org/wiki/Binary_star#Eclipsing_binaries que muestra una mirada pequeña y una grande eclipsándose entre sí. Cuando el pequeño está al frente, la magnitud de la caída es grande y cuando el grande está al frente, la magnitud de la caída es pequeña. Los colores y la luminosidad por unidad de área del cielo de las dos estrellas varían, la estrella pequeña tiene un brillo menos concentrado, por lo tanto, cuando está al frente, bloquea la mayor concentración de luz de la estrella detrás de ella para la misma área y obtienes una caída más grande que cuando el más brillante por unidad de área del cielo bloquea al más oscuro detrás de él.