Introduzione EB - Cronologia

Marvin577 il 01:34, 5 mag 2010

2010-05-05T01:34:45Z

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	[[Immagine:bin1.jpg\|thumb\|right\|300px\|Rappresentazione modellizzata di un sistema doppio. Le macchie rosse sulla superficie delle stelle sono la simulazione di eventuali macchie stellari. ]]		[[Immagine:bin1.jpg\|thumb\|right\|300px\|Rappresentazione modellizzata di un sistema doppio. Le macchie rosse sulla superficie delle stelle sono la simulazione di eventuali macchie stellari. ]]

-	Pensare agli oggetti del nostro cosmo come un qualcosa di eterno ed immobile è una concezione del tutto errata. Il nostro universo è in continua e inarrestabile evoluzione. La maggior parte di questi processi il cui effetto è macroscopico avviene su scale temporali molto grandi. Ci sono invece altri processi, la cui rilevazione è più complicata, che testimoniano la continua evoluzione del nostro cosmo. Gli oggetti più facili, che testimoniano questo, sono le così chiamate [[Stella Variabile\|Stelle Variabili]]. Questo nome è associato proprio al fatto che sono particolari classi di stelle che variano la loro luminosità in tempi così brevi che è possibile rilevarne la variazione anche durante una singola serata osservativa. Esse si suddividono in '''variabili intrinseche''' cioè stelle che variano effettivamente la loro luminosità come le [[Cosa sono le RR Lyare\|RR Lyr]] e le [[Cepheide\|Cepheidi]]. Una seconda classe sono le '''variabili estrinseche''' cioè stelle che variano la loro luminosità per cause esterne. In questa pagina analizzeremo questo tipo di variabili e cercheremo di presentare eventuali processi e meccanismi che ne sono alla base.	+	Pensare agli oggetti del nostro cosmo come un qualcosa di eterno ed immobile è una concezione del tutto errata. Il nostro universo è in continua e inarrestabile evoluzione. La maggior parte di questi processi il cui effetto è macroscopico avviene su scale temporali molto grandi. Ci sono invece altri processi, la cui rilevazione è più complicata, che testimoniano la continua evoluzione del nostro cosmo. Gli oggetti più facili, che testimoniano questo, sono le così chiamate [[Stella Variabile\|Stelle Variabili]]. Questo nome è associato proprio al fatto che sono particolari classi di stelle che variano la loro luminosità in tempi così brevi che è possibile rilevarne la variazione anche durante una singola serata osservativa. Esse si suddividono in '''variabili intrinseche o pulsanti''' cioè stelle che variano effettivamente la loro luminosità come le [[Cosa sono le RR Lyare\|RR Lyr]] e le [[Cepheide\|Cepheidi]]. Una seconda classe sono le '''variabili estrinseche o geometriche''' cioè stelle che variano la loro luminosità per cause esterne. In questa pagina analizzeremo questo tipo di variabili e cercheremo di presentare eventuali processi e meccanismi che ne sono alla base.

	== Tipologia di variabili estrinseche ==		== Tipologia di variabili estrinseche ==

Lang algebra: /* Particolari Effetti */

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Particolari Effetti

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	*[[Effetto di O'Connell\|Effetto di O'Connell]]		*[[Effetto di O'Connell\|Effetto di O'Connell]]
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	*[[Apsidal Motion\|Precessioni del periastro o moti apsidali (Apsidal Motion)]]		*[[Apsidal Motion\|Precessioni del periastro o moti apsidali (Apsidal Motion)]]
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	== Bibliografia ==		== Bibliografia ==

Lang algebra: /* Perticolari effetti mangetici */

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Perticolari effetti mangetici

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	Essendo sistemi molto ravvicinati, le correnti superficiali che si possono innescare sono sorgenti di intenssissimi campi magnetici che vanno a modificare addiriuttara il periodo orbitale del sistema. Come sul nostro '''sole''', anche le attività magnetiche che interessanto le altre stelle sono dei fenomeni periodici. Quindi l'azione che si presenta sarà anch'essa periodica e sarà visibile sul diagramma O-C. Infatti anche in questo caso il diagramma O-C avrà una modulziaone oscillatoria proprio perchè il fenomeno che agisce è periodico. Una domanda che sorge spontanea è la seguente: Quando siamo davanti ad un diagramma O-C con tipica modulazione oscillatoria, come facciamo a capire se questa sia dovuta ad un terzo corpo o ad un effetto magnetico? La spiegazione non è molto semplice. Nel 1992 J.H. Applegate riuscì a descrivere in modo preciso la dinamica di questi effetti e quindi scrivere delle equazioni che mettessero in relazione il campo magnetico superciale con gli effetti di variazione del periodo. Le equazioni tengo conto anche dei parametri fisici della stella, quindi se nel fit dell'O-C tenendo fissi quei parametri vediamo che il modello non è compatibile allora di certo l'effetto oscillatorio in questione non è causato da campi magnetici, se invece tenedo i fissi i parametri che discendono dalla consocenza della classe spettrale della compente, il modello si adatta bene, allora possimao pensare che la moduzlazione in questione sia effettivamente causata da dei possibili campi magnetici. Per chi fosse interessato a capire bene la dinamica di questi particolari effetti rimandiamo alla seguente pagina: [[Campi magnetici]]		Essendo sistemi molto ravvicinati, le correnti superficiali che si possono innescare sono sorgenti di intenssissimi campi magnetici che vanno a modificare addiriuttara il periodo orbitale del sistema. Come sul nostro '''sole''', anche le attività magnetiche che interessanto le altre stelle sono dei fenomeni periodici. Quindi l'azione che si presenta sarà anch'essa periodica e sarà visibile sul diagramma O-C. Infatti anche in questo caso il diagramma O-C avrà una modulziaone oscillatoria proprio perchè il fenomeno che agisce è periodico. Una domanda che sorge spontanea è la seguente: Quando siamo davanti ad un diagramma O-C con tipica modulazione oscillatoria, come facciamo a capire se questa sia dovuta ad un terzo corpo o ad un effetto magnetico? La spiegazione non è molto semplice. Nel 1992 J.H. Applegate riuscì a descrivere in modo preciso la dinamica di questi effetti e quindi scrivere delle equazioni che mettessero in relazione il campo magnetico superciale con gli effetti di variazione del periodo. Le equazioni tengo conto anche dei parametri fisici della stella, quindi se nel fit dell'O-C tenendo fissi quei parametri vediamo che il modello non è compatibile allora di certo l'effetto oscillatorio in questione non è causato da campi magnetici, se invece tenedo i fissi i parametri che discendono dalla consocenza della classe spettrale della compente, il modello si adatta bene, allora possimao pensare che la moduzlazione in questione sia effettivamente causata da dei possibili campi magnetici. Per chi fosse interessato a capire bene la dinamica di questi particolari effetti rimandiamo alla seguente pagina: [[Campi magnetici]]
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	==Particolari Effetti==		==Particolari Effetti==

Lang algebra: /* Particolari Effetti */

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Particolari Effetti

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	*[[Effetto di O'Connell\|Effetto di O'Connell]]		*[[Effetto di O'Connell\|Effetto di O'Connell]]

-	~~[[Immagine:oconell.jpg\|thumb\|right\|300px\|Curva di luce della binaria ad eclisse CN And ripresa da Van Hamme nel 2001 in banda V. Si distingue nettamente la diversa altezza dei due massimi ]]~~	+
-	Il primo riguarda le asimmetrie che si possono presentare sui massimi delle curve di luce. Le fasi di massimo della curva di luce indicano che in quell'istante le componenti del sistema binario in analisi sono appaiate rispetto alla nostra linea di vista. Da un punto di vista strettamente logico che siano appaiate con la componente primaria a destra e la secondaria a sinistra, o appaiate nel verso opposto non dovrebbe cambiare nulla, quindi ci si aspetterebbe che nella fase dei due massimi (il primo che si presenta dopo il minimo primario e il secondo che si presenta dopo il minimo secondario) la curva di luce abbia la stessa altezza indice del fatto che si raggiungono due intensità luminose identiche. Questo '''non è vero PER QUASI TUTTI''' i sistemi binari, infatti sono pochissimi i sistemi che non presentano questo effetto. Ovviamente su scale diverse, ma anche in lievissima parte, l'intesità lumonosa dei due massimi non è mai uguale. Un esempio è dato dall'immagine qui a lato raffigurante la stella CN And in cui questo effetto è particolarmente rilevante. Le cause fisiche che intervengono e provocano questi dislivelli, sono difficili da isolare. Studi fatti nel 1951 da O'Connell o anche i più recenti di Milone nel 1984 hanno cercato di spiegare questo effetto legando il dislivello di luminosità alla forma dell'orbita e alla forma delle componenti in analisi. Nonostante alcuni campioni presi in esame rispondessero in modo positivo al modello proposto, altre stelle che dal modello risultavano non essere affette dall'effetto di O'Connell invece lo presentavano. Questo punto fece sviluppare ulteriormente le ipotesi, fino a giungere ad un buona conclusione che è la seguente:	+
-	L'effetto di O'Connell è dovuto a parecche cause, la prima legata alla forma dell'orbita e delle componenti , la seconda invece alla presenza di ampie superfici di SUPERLUMINOSITA'. Il modello delle zone superluminose (o supercalde), chiamate anche HOT SPOT, viene presentato in un lavoro molto semplice ma geniale dai due astrofisici cinesi Qing-Yao Liu e Yu-Lan Yang, comparso su Chin.J Astronomy and Anstrophysics vol3 del 2003 N. 2, nelle pagine 142-150.[[Immagine:oconnelldisco.jpg\|thumb\|right\|300px\|Questa bellissima rappresnetazione artistica di David A. Hardy fa capire come i sistemi stretti, date le forti sollecitazioni a cui sono sottoposti, sono parecchio instabili! Quindi gli strati più esterni come si vede in figura possono liberarsi dalle componenti e dare vita a scambi di massa, oppure rimanere in sospensione sotto forma di alone ]]	+
-	Il modello come detto in precedenza è molto semplice. Considerano le binarie strette come sistemi molto instabili. Fancendo questa ipotesi (del tutto lecita) viene subito da pensare che durante l'evoluzione del sistema un pochettino di gas degli stati più superficiali delle due componenti, oltrepassi di pochissimo il lobo di roche e quindi è ovvio pensare che questi sitemi molto perturbati siano sempre accompagnati da un alone. Le stelle ruotano all'interno di questo '''"alone"''' catturando materia. Supponendo che tutta la cattura di materia (quindi tutta l'enegia cinetica delle molecole di gas prese) venga tutta riconvertita in energia termica e quindi luminosa è facilissimo fare una stima della variazione di magnitudine bolometrica !!! Quindi se rispetto ad un nostro sistema di riferimento fissato le componenti ruotano in senso orario, avranno il mezzo emisfero che fa da fronte mediamente più luminoso dell'altro emisfero. Quindi si speiga molto banalmente le differenze di luce tra i due massimi. Con semplici conti è facile determinare anche la densità del disco di materia che circonda il sistema doppio. Tutti i conti sono fatti in dettaglio [[Media:oconneelll.pdf\|QUI]].	+
	*[[Apsidal Motion\|Precessioni del periastro o moti apsidali (Apsidal Motion)]]		*[[Apsidal Motion\|Precessioni del periastro o moti apsidali (Apsidal Motion)]]
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Lang algebra il 09:36, 27 set 2009

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	Perticolari effetti che si possono rilevare sulle curve di luce di alcune tipiche binarie ad eclisse sono i seguenti:		Perticolari effetti che si possono rilevare sulle curve di luce di alcune tipiche binarie ad eclisse sono i seguenti:

-	*[[~~Media:oconneelll.pdf~~\|Effetto di O'Connell]]	+	*[[Effetto di O'Connell\|Effetto di O'Connell]]

	[[Immagine:oconell.jpg\|thumb\|right\|300px\|Curva di luce della binaria ad eclisse CN And ripresa da Van Hamme nel 2001 in banda V. Si distingue nettamente la diversa altezza dei due massimi ]]		[[Immagine:oconell.jpg\|thumb\|right\|300px\|Curva di luce della binaria ad eclisse CN And ripresa da Van Hamme nel 2001 in banda V. Si distingue nettamente la diversa altezza dei due massimi ]]

Lang algebra: /* Bibliografia */

2009-09-27T08:51:54Z

Bibliografia

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	* {{en}} Applegate J.H. APJ 385:621-629,1992 Febbraio		* {{en}} Applegate J.H. APJ 385:621-629,1992 Febbraio
	* {{en}} David Bradstreet - Binary Maker: http://www.binarymaker.com/		* {{en}} David Bradstreet - Binary Maker: http://www.binarymaker.com/
-		+	* {{en}} Chin. J. Astron. Astroph. Vol3 (2003) No.2 142-150
	[[Category:Sezione EB - Binarie a eclisse]]		[[Category:Sezione EB - Binarie a eclisse]]

Lang algebra: /* Particolari Effetti */

2009-09-27T08:49:15Z

Particolari Effetti

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	Perticolari effetti che si possono rilevare sulle curve di luce di alcune tipiche binarie ad eclisse sono i seguenti:		Perticolari effetti che si possono rilevare sulle curve di luce di alcune tipiche binarie ad eclisse sono i seguenti:

-	*[[~~file~~:~~oconnell~~.pdf Effetto di O'Connell]]	+	*[[Media:oconneelll.pdf\|Effetto di O'Connell]]

	[[Immagine:oconell.jpg\|thumb\|right\|300px\|Curva di luce della binaria ad eclisse CN And ripresa da Van Hamme nel 2001 in banda V. Si distingue nettamente la diversa altezza dei due massimi ]]		[[Immagine:oconell.jpg\|thumb\|right\|300px\|Curva di luce della binaria ad eclisse CN And ripresa da Van Hamme nel 2001 in banda V. Si distingue nettamente la diversa altezza dei due massimi ]]
	Il primo riguarda le asimmetrie che si possono presentare sui massimi delle curve di luce. Le fasi di massimo della curva di luce indicano che in quell'istante le componenti del sistema binario in analisi sono appaiate rispetto alla nostra linea di vista. Da un punto di vista strettamente logico che siano appaiate con la componente primaria a destra e la secondaria a sinistra, o appaiate nel verso opposto non dovrebbe cambiare nulla, quindi ci si aspetterebbe che nella fase dei due massimi (il primo che si presenta dopo il minimo primario e il secondo che si presenta dopo il minimo secondario) la curva di luce abbia la stessa altezza indice del fatto che si raggiungono due intensità luminose identiche. Questo '''non è vero PER QUASI TUTTI''' i sistemi binari, infatti sono pochissimi i sistemi che non presentano questo effetto. Ovviamente su scale diverse, ma anche in lievissima parte, l'intesità lumonosa dei due massimi non è mai uguale. Un esempio è dato dall'immagine qui a lato raffigurante la stella CN And in cui questo effetto è particolarmente rilevante. Le cause fisiche che intervengono e provocano questi dislivelli, sono difficili da isolare. Studi fatti nel 1951 da O'Connell o anche i più recenti di Milone nel 1984 hanno cercato di spiegare questo effetto legando il dislivello di luminosità alla forma dell'orbita e alla forma delle componenti in analisi. Nonostante alcuni campioni presi in esame rispondessero in modo positivo al modello proposto, altre stelle che dal modello risultavano non essere affette dall'effetto di O'Connell invece lo presentavano. Questo punto fece sviluppare ulteriormente le ipotesi, fino a giungere ad un buona conclusione che è la seguente:		Il primo riguarda le asimmetrie che si possono presentare sui massimi delle curve di luce. Le fasi di massimo della curva di luce indicano che in quell'istante le componenti del sistema binario in analisi sono appaiate rispetto alla nostra linea di vista. Da un punto di vista strettamente logico che siano appaiate con la componente primaria a destra e la secondaria a sinistra, o appaiate nel verso opposto non dovrebbe cambiare nulla, quindi ci si aspetterebbe che nella fase dei due massimi (il primo che si presenta dopo il minimo primario e il secondo che si presenta dopo il minimo secondario) la curva di luce abbia la stessa altezza indice del fatto che si raggiungono due intensità luminose identiche. Questo '''non è vero PER QUASI TUTTI''' i sistemi binari, infatti sono pochissimi i sistemi che non presentano questo effetto. Ovviamente su scale diverse, ma anche in lievissima parte, l'intesità lumonosa dei due massimi non è mai uguale. Un esempio è dato dall'immagine qui a lato raffigurante la stella CN And in cui questo effetto è particolarmente rilevante. Le cause fisiche che intervengono e provocano questi dislivelli, sono difficili da isolare. Studi fatti nel 1951 da O'Connell o anche i più recenti di Milone nel 1984 hanno cercato di spiegare questo effetto legando il dislivello di luminosità alla forma dell'orbita e alla forma delle componenti in analisi. Nonostante alcuni campioni presi in esame rispondessero in modo positivo al modello proposto, altre stelle che dal modello risultavano non essere affette dall'effetto di O'Connell invece lo presentavano. Questo punto fece sviluppare ulteriormente le ipotesi, fino a giungere ad un buona conclusione che è la seguente:
	L'effetto di O'Connell è dovuto a parecche cause, la prima legata alla forma dell'orbita e delle componenti , la seconda invece alla presenza di ampie superfici di SUPERLUMINOSITA'. Il modello delle zone superluminose (o supercalde), chiamate anche HOT SPOT, viene presentato in un lavoro molto semplice ma geniale dai due astrofisici cinesi Qing-Yao Liu e Yu-Lan Yang, comparso su Chin.J Astronomy and Anstrophysics vol3 del 2003 N. 2, nelle pagine 142-150.[[Immagine:oconnelldisco.jpg\|thumb\|right\|300px\|Questa bellissima rappresnetazione artistica di David A. Hardy fa capire come i sistemi stretti, date le forti sollecitazioni a cui sono sottoposti, sono parecchio instabili! Quindi gli strati più esterni come si vede in figura possono liberarsi dalle componenti e dare vita a scambi di massa, oppure rimanere in sospensione sotto forma di alone ]]		L'effetto di O'Connell è dovuto a parecche cause, la prima legata alla forma dell'orbita e delle componenti , la seconda invece alla presenza di ampie superfici di SUPERLUMINOSITA'. Il modello delle zone superluminose (o supercalde), chiamate anche HOT SPOT, viene presentato in un lavoro molto semplice ma geniale dai due astrofisici cinesi Qing-Yao Liu e Yu-Lan Yang, comparso su Chin.J Astronomy and Anstrophysics vol3 del 2003 N. 2, nelle pagine 142-150.[[Immagine:oconnelldisco.jpg\|thumb\|right\|300px\|Questa bellissima rappresnetazione artistica di David A. Hardy fa capire come i sistemi stretti, date le forti sollecitazioni a cui sono sottoposti, sono parecchio instabili! Quindi gli strati più esterni come si vede in figura possono liberarsi dalle componenti e dare vita a scambi di massa, oppure rimanere in sospensione sotto forma di alone ]]
-	Il modello come detto in precedenza è molto semplice. Considerano le binarie strette come sistemi molto instabili. Fancendo questa ipotesi (del tutto lecita) viene subito da pensare che durante l'evoluzione del sistema un pochettino di gas degli stati più superficiali delle due componenti, oltrepassi di pochissimo il lobo di roche e quindi è ovvio pensare che questi sitemi molto perturbati siano sempre accompagnati da un alone. Le stelle ruotano all'interno di questo '''"alone"''' catturando materia. Supponendo che tutta la cattura di materia (quindi tutta l'enegia cinetica delle molecole di gas prese) venga tutta riconvertita in energia termica e quindi luminosa è facilissimo fare una stima della variazione di magnitudine bolometrica !!! Quindi se rispetto ad un nostro sistema di riferimento fissato le componenti ruotano in senso orario, avranno il mezzo emisfero che fa da fronte mediamente più luminoso dell'altro emisfero. Quindi si speiga molto banalmente le differenze di luce tra i due massimi. Con semplici conti è facile determinare anche la densità del disco di materia che circonda il sistema doppio. Tutti i conti sono fatti in dettaglio [[~~Effetto di O'Connell~~\|QUI]].	+	Il modello come detto in precedenza è molto semplice. Considerano le binarie strette come sistemi molto instabili. Fancendo questa ipotesi (del tutto lecita) viene subito da pensare che durante l'evoluzione del sistema un pochettino di gas degli stati più superficiali delle due componenti, oltrepassi di pochissimo il lobo di roche e quindi è ovvio pensare che questi sitemi molto perturbati siano sempre accompagnati da un alone. Le stelle ruotano all'interno di questo '''"alone"''' catturando materia. Supponendo che tutta la cattura di materia (quindi tutta l'enegia cinetica delle molecole di gas prese) venga tutta riconvertita in energia termica e quindi luminosa è facilissimo fare una stima della variazione di magnitudine bolometrica !!! Quindi se rispetto ad un nostro sistema di riferimento fissato le componenti ruotano in senso orario, avranno il mezzo emisfero che fa da fronte mediamente più luminoso dell'altro emisfero. Quindi si speiga molto banalmente le differenze di luce tra i due massimi. Con semplici conti è facile determinare anche la densità del disco di materia che circonda il sistema doppio. Tutti i conti sono fatti in dettaglio [[Media:oconneelll.pdf\|QUI]].
	*[[Apsidal Motion\|Precessioni del periastro o moti apsidali (Apsidal Motion)]]		*[[Apsidal Motion\|Precessioni del periastro o moti apsidali (Apsidal Motion)]]
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Lang algebra: /* Particolari Effetti */

2009-09-27T08:47:23Z

Particolari Effetti

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	Perticolari effetti che si possono rilevare sulle curve di luce di alcune tipiche binarie ad eclisse sono i seguenti:		Perticolari effetti che si possono rilevare sulle curve di luce di alcune tipiche binarie ad eclisse sono i seguenti:

-	*[[~~Effetto di O'Connell\|~~Effetto di O'Connell]]	+	*[[file:oconnell.pdf Effetto di O'Connell]]

	[[Immagine:oconell.jpg\|thumb\|right\|300px\|Curva di luce della binaria ad eclisse CN And ripresa da Van Hamme nel 2001 in banda V. Si distingue nettamente la diversa altezza dei due massimi ]]		[[Immagine:oconell.jpg\|thumb\|right\|300px\|Curva di luce della binaria ad eclisse CN And ripresa da Van Hamme nel 2001 in banda V. Si distingue nettamente la diversa altezza dei due massimi ]]

Lang algebra: /* Particolari Effetti */

2009-09-27T07:20:43Z

Particolari Effetti

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	L'effetto di O'Connell è dovuto a parecche cause, la prima legata alla forma dell'orbita e delle componenti , la seconda invece alla presenza di ampie superfici di SUPERLUMINOSITA'. Il modello delle zone superluminose (o supercalde), chiamate anche HOT SPOT, viene presentato in un lavoro molto semplice ma geniale dai due astrofisici cinesi Qing-Yao Liu e Yu-Lan Yang, comparso su Chin.J Astronomy and Anstrophysics vol3 del 2003 N. 2, nelle pagine 142-150.[[Immagine:oconnelldisco.jpg\|thumb\|right\|300px\|Questa bellissima rappresnetazione artistica di David A. Hardy fa capire come i sistemi stretti, date le forti sollecitazioni a cui sono sottoposti, sono parecchio instabili! Quindi gli strati più esterni come si vede in figura possono liberarsi dalle componenti e dare vita a scambi di massa, oppure rimanere in sospensione sotto forma di alone ]]		L'effetto di O'Connell è dovuto a parecche cause, la prima legata alla forma dell'orbita e delle componenti , la seconda invece alla presenza di ampie superfici di SUPERLUMINOSITA'. Il modello delle zone superluminose (o supercalde), chiamate anche HOT SPOT, viene presentato in un lavoro molto semplice ma geniale dai due astrofisici cinesi Qing-Yao Liu e Yu-Lan Yang, comparso su Chin.J Astronomy and Anstrophysics vol3 del 2003 N. 2, nelle pagine 142-150.[[Immagine:oconnelldisco.jpg\|thumb\|right\|300px\|Questa bellissima rappresnetazione artistica di David A. Hardy fa capire come i sistemi stretti, date le forti sollecitazioni a cui sono sottoposti, sono parecchio instabili! Quindi gli strati più esterni come si vede in figura possono liberarsi dalle componenti e dare vita a scambi di massa, oppure rimanere in sospensione sotto forma di alone ]]
	Il modello come detto in precedenza è molto semplice. Considerano le binarie strette come sistemi molto instabili. Fancendo questa ipotesi (del tutto lecita) viene subito da pensare che durante l'evoluzione del sistema un pochettino di gas degli stati più superficiali delle due componenti, oltrepassi di pochissimo il lobo di roche e quindi è ovvio pensare che questi sitemi molto perturbati siano sempre accompagnati da un alone. Le stelle ruotano all'interno di questo '''"alone"''' catturando materia. Supponendo che tutta la cattura di materia (quindi tutta l'enegia cinetica delle molecole di gas prese) venga tutta riconvertita in energia termica e quindi luminosa è facilissimo fare una stima della variazione di magnitudine bolometrica !!! Quindi se rispetto ad un nostro sistema di riferimento fissato le componenti ruotano in senso orario, avranno il mezzo emisfero che fa da fronte mediamente più luminoso dell'altro emisfero. Quindi si speiga molto banalmente le differenze di luce tra i due massimi. Con semplici conti è facile determinare anche la densità del disco di materia che circonda il sistema doppio. Tutti i conti sono fatti in dettaglio [[Effetto di O'Connell\|QUI]].		Il modello come detto in precedenza è molto semplice. Considerano le binarie strette come sistemi molto instabili. Fancendo questa ipotesi (del tutto lecita) viene subito da pensare che durante l'evoluzione del sistema un pochettino di gas degli stati più superficiali delle due componenti, oltrepassi di pochissimo il lobo di roche e quindi è ovvio pensare che questi sitemi molto perturbati siano sempre accompagnati da un alone. Le stelle ruotano all'interno di questo '''"alone"''' catturando materia. Supponendo che tutta la cattura di materia (quindi tutta l'enegia cinetica delle molecole di gas prese) venga tutta riconvertita in energia termica e quindi luminosa è facilissimo fare una stima della variazione di magnitudine bolometrica !!! Quindi se rispetto ad un nostro sistema di riferimento fissato le componenti ruotano in senso orario, avranno il mezzo emisfero che fa da fronte mediamente più luminoso dell'altro emisfero. Quindi si speiga molto banalmente le differenze di luce tra i due massimi. Con semplici conti è facile determinare anche la densità del disco di materia che circonda il sistema doppio. Tutti i conti sono fatti in dettaglio [[Effetto di O'Connell\|QUI]].
		+	*[[Apsidal Motion\|Precessioni del periastro o moti apsidali (Apsidal Motion)]]
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	== Bibliografia ==		== Bibliografia ==

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2009-09-27T07:20:17Z

Particolari Effetti

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	*[[Effetto di O'Connell\|Effetto di O'Connell]]		*[[Effetto di O'Connell\|Effetto di O'Connell]]

-	*[[Apsidal Motion\|Precessioni del periastro o moti apsidali (Apsidal Motion)]]
	[[Immagine:oconell.jpg\|thumb\|right\|300px\|Curva di luce della binaria ad eclisse CN And ripresa da Van Hamme nel 2001 in banda V. Si distingue nettamente la diversa altezza dei due massimi ]]		[[Immagine:oconell.jpg\|thumb\|right\|300px\|Curva di luce della binaria ad eclisse CN And ripresa da Van Hamme nel 2001 in banda V. Si distingue nettamente la diversa altezza dei due massimi ]]
	Il primo riguarda le asimmetrie che si possono presentare sui massimi delle curve di luce. Le fasi di massimo della curva di luce indicano che in quell'istante le componenti del sistema binario in analisi sono appaiate rispetto alla nostra linea di vista. Da un punto di vista strettamente logico che siano appaiate con la componente primaria a destra e la secondaria a sinistra, o appaiate nel verso opposto non dovrebbe cambiare nulla, quindi ci si aspetterebbe che nella fase dei due massimi (il primo che si presenta dopo il minimo primario e il secondo che si presenta dopo il minimo secondario) la curva di luce abbia la stessa altezza indice del fatto che si raggiungono due intensità luminose identiche. Questo '''non è vero PER QUASI TUTTI''' i sistemi binari, infatti sono pochissimi i sistemi che non presentano questo effetto. Ovviamente su scale diverse, ma anche in lievissima parte, l'intesità lumonosa dei due massimi non è mai uguale. Un esempio è dato dall'immagine qui a lato raffigurante la stella CN And in cui questo effetto è particolarmente rilevante. Le cause fisiche che intervengono e provocano questi dislivelli, sono difficili da isolare. Studi fatti nel 1951 da O'Connell o anche i più recenti di Milone nel 1984 hanno cercato di spiegare questo effetto legando il dislivello di luminosità alla forma dell'orbita e alla forma delle componenti in analisi. Nonostante alcuni campioni presi in esame rispondessero in modo positivo al modello proposto, altre stelle che dal modello risultavano non essere affette dall'effetto di O'Connell invece lo presentavano. Questo punto fece sviluppare ulteriormente le ipotesi, fino a giungere ad un buona conclusione che è la seguente:		Il primo riguarda le asimmetrie che si possono presentare sui massimi delle curve di luce. Le fasi di massimo della curva di luce indicano che in quell'istante le componenti del sistema binario in analisi sono appaiate rispetto alla nostra linea di vista. Da un punto di vista strettamente logico che siano appaiate con la componente primaria a destra e la secondaria a sinistra, o appaiate nel verso opposto non dovrebbe cambiare nulla, quindi ci si aspetterebbe che nella fase dei due massimi (il primo che si presenta dopo il minimo primario e il secondo che si presenta dopo il minimo secondario) la curva di luce abbia la stessa altezza indice del fatto che si raggiungono due intensità luminose identiche. Questo '''non è vero PER QUASI TUTTI''' i sistemi binari, infatti sono pochissimi i sistemi che non presentano questo effetto. Ovviamente su scale diverse, ma anche in lievissima parte, l'intesità lumonosa dei due massimi non è mai uguale. Un esempio è dato dall'immagine qui a lato raffigurante la stella CN And in cui questo effetto è particolarmente rilevante. Le cause fisiche che intervengono e provocano questi dislivelli, sono difficili da isolare. Studi fatti nel 1951 da O'Connell o anche i più recenti di Milone nel 1984 hanno cercato di spiegare questo effetto legando il dislivello di luminosità alla forma dell'orbita e alla forma delle componenti in analisi. Nonostante alcuni campioni presi in esame rispondessero in modo positivo al modello proposto, altre stelle che dal modello risultavano non essere affette dall'effetto di O'Connell invece lo presentavano. Questo punto fece sviluppare ulteriormente le ipotesi, fino a giungere ad un buona conclusione che è la seguente:
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