Do wyboru:

Ciasne układy podwójne:
klasyfikacja morfologiczna oraz fenomenologiczna

Gwiazdami zaćmieniowymi nazywa się systemy podwójne lub wielokrotne gwiazd orbitujących wokół wspólnego środka masy, których inklinacja jest względnie bliska 90 stopni. Zmienny blask układu ma swoje wytłumaczenie we wzajemnym przesłanianiu się jego składników. Spadek natężenia światła od systemu następuje w chwili, gdy jedna z gwiazd znajdzie się na linii widzenia, tj. pomiędzy obserwatorem a drugą gwiazdą. Wraz ze schodzeniem gwiazdy zaćmiewającej z tarczy gwiazdy zaćmiewanej, blask układu wraca do wartości wyjściowej, tj. sumy blasku obydwu składników. Oprócz zjawiska okultacji za zmianę jasności układu może odpowiadać szereg innych czynników, jak na przykład:

1. efekt odbicia światła jednego składnika od powierzchni drugiego (szczególnie dobrze widoczny w układzie gorącego podkarła z gwiazdą ciągu głównego późnego typu spektralnego),
2. fizyczna zmienność poszczególnych składników (np. obecność w układzie gwiazdy nieregularnie zmiennej lub Cefeidy),
3. obecność plam (gorących lub chłodnych; sztandarowym systemem jest RS CVn),
4. efekt przejścia składników przez perycentrum, który skutkuje krótkotrwałym odkształceniem gwiazd w chwili, gdy znajdują się najbliżej siebie. To wydarzenie wzbudza również pulsacje grawitacyjne w jednym lub obydwu składnikach układu. Takie układy nazywane są: heartbeat binaries (Kepler SciCon, 2011), bowiem ich krzywa zmian blasku przypomina sygnał bicia serca podczas badania EKG.

Istnieje kilka klasyfikacji gwiazd zmiennych zaćmieniowych. Najstarszą z nich jest klasyczny podział ze wzgledu na kształt krzywej blasku. Jest to podział historyczny, wychodzacy z użytku. Dotyczy jednak samego kształtu krzywej, a nie fizycznych właściwosci gwiazd, dlatego czasem warto sie do niego odnieść. Wyróżnia się (w czesciowym odwołaniu do Samus, Durlevich, 2009):

1. EA (tzw. Algole) – Widać wyraźnie minimum pierwotne (głębsze) i wtórne (płytsze); momenty pierwszy i czwarty kontaktu są łatwe do zaznaczenia na krzywej zmian blasku. Poza minimami jasność zmienia się nieznacznie (za wyjątkiem silnego efektu odbicia we wybranych układach). Początkowo utożsamiano je z charakterystykami układów gwiazd pozostających bez fizycznej interakcji. Dziś wiadomo, że gwiazda reprezentatywna typu EA, Algol (β Persei), jest w rzeczywistości układem półrozdzielonym.
2. EB (tzw. β Lyrae) – krzywa blasku pomiędzy minimami jest wyraźnie wygięta ukazując maksima jasności. Układy typu beta Lyr posiadają składniki o niewielkiej separacji orbitalnej, tym samym podlegające dużym siłom pływowym, które je fizycznie odkształcają. Momenty pierwszy i czwarty kontaktu są wciąż wyraźnie rozróżnialne.
3. EW (tzw. W UMa) – krzywa zmian blasku jest ciągle zmienna, brak jest wskazówek co do czasu zajścia pierwszego lub czwartego momentu zaćmienia. Systemy o takiej zmienności interpretuje się jako kontaktowe.

Drugim podziałem układów podwójnych jest klasyfikacja oparta na geometrii Roche’a. W tym przypadku rozważa się powierzchnie stałego potencjału Ω, który jest superpozycją sił grawitacji i odśrodkowej w układzie dwóch mas poruszających się po orbitach kołowych. W geometrii Roche’a wyznaczonych jest pięć punktów Lagrange’a: punkty L1, L2, L3 są siodłami leżącymi na linii łączącej środki dwóch orbitujących mas, podczas gdy L4 i L5 są względnie stabilnymi punktami oddalonymi od osi układu. Punkt L1 znajduje się pomiędzy orbitującymi masami, w miejscu gdzie potencjały grawitacyjne od tych ciał są sobie równe. Powierzchnia ekwipotencjalna przechodząca przez ten punkt nazywana jest "wewnętrzną powietrznią krytyczną" lub "wewnętrzną powierzchnią Lagrange'a". Według konwencji używanej przez Kuipera (1941) powierzchnia ta zwana była wewnętrzną powierzchnią kontaktową (inner contact surface, Ωwewn). Kiedy dwie gwiazdy (w układzie z ekscentrycznością e=0 i przy rotacji synchronicznej) osiągają rozmiary równe promieniowi tej powierzchni, następuje fizyczny kontakt i złączenie ich otoczek konwektywnych. Uwaga odnoście terminologii: kształt opisany przez cięcie geometrii Roche'a przez wewnętrzną powierzchnię Lagrange'a w płaszczyźnie z=0 nazywa się w j. ang. "Roche lobe", co po polsku znaczy dosłownie: "płat Roche'a" lub "lob Roche'a". Nieszczęśliwie, 'Roche lobe' zostały przetłumaczone w polskiej literaturze na "powierzchnie Roche'a", ale nie należy ich mylić z powierzchniami stałego potencjału, a w szczególności z wewnętrzną powierzchnią Lagrange'a.
Układ kontaktowy może osiągnąć ściśle określone rozmiary: jeśli wspólna otoczka przekroczy granicę powierzchni ekwipotencjalnej przechodzącej przez punkt libracyjny L2, materia zacznie przez ten punkt uciekać z układu. Kuiper i Johnson (1956) nazywają tę granicę zewnętrzną powierzchnią kontaktową (outer contact surface, Ωzewn). Inną nazwą tej powierzchni jest "zewnętrzna powierzchnia krytyczna" lub "zewnętrzna powierzchnia Lagrange'a".
Układy ze składnikami o promieniach leżących pomiędzy wewnętrzną i zewnętrzną powierzchnią kontaktową są opisywane przez współczynnik wypełnienia, fillout factor f = (Ωzewn−Ω)/(Ωzewn−Ωwewn) (Mochnacki, 1972; Mochnacki i Doughty, 1972; Ruciński 1973). Z tak zdefiniowanym współczynnikiem wypełnienia, układ osiągający tylko powierzchnię Roche’a posiada f = 0 (lub f = 0%, według innej terminologii). Układ ze składnikami o promieniach równych zewnętrznej powierzchni kontaktowej posiada f = 1 (lub f = 100%). Wspólna otoczka przybiera kształt odpowiedniej swoim rozmiarom powierzchni ekwipotencjalnej Ω. Podając za Kopalem (1955), podział morfologiczny jest następujący:

1. Układy rozdzielone – Obydwa składniki leżą wewnątrz powierzchni Roche’a. W przypadku układów o dużej separacji orbitalnej każdy składnik ewoluuje jak pojedyncza gwiazda na ciągu głównym, a okresy orbitalne składników są stałe. W układach ciasnych może dojść do malenia separacji orbitalnej. W ich ewolucji następuje moment, w którym stają się one układami półrozdzielonymi lub kontaktowymi.
2. Układy półrozdzielone – Gwiazda główna (bardziej masywna) jest zazwyczaj gwiazdą o mniejszym promieniu oraz o wcześniejszym typie spektralnym niż gwiazda druga. Składnik mniej masywny wypełnia swoją powierzchnię Roche’a. Materia ze składnika mniej masywnego przepływa przez punkt Lagrange’a L1 do składnika bardziej masywnego.
3. Układy kontaktowe - prawdopodobnie najliczniej występujące układy zaćmieniowe. Składają się z dwóch gwiazd, które posiadają wspólną otoczkę konwektywną. Współczynnik wypełnienia takiego systemu waha się od f = 0 (gwiazdy stykają się w punkcie L1) do f = 1 (najgrubsza wspólna otoczka). Ze względu na fizyczny kontakt, stałe adiabatyczne dla całej otoczki są takie same. Obydwie gwiazdy posiadają takie samo albedo oraz pociemnienie grawitacyjne.