Estrellas Eclipsantes

Binarias Eclipsantes (como Beta Persei). 

Debido a que se eclipsan mutuamente, al pasar una por delante de la otra, con un eje de rotación común, según el punto de vista del observador, es  perfectamente apreciable y medible la variación de brillo que este fenómeno produce.

Para su clasificación se utilizan 3 criterios simultáneamente: 

A) Según la forma de su curva de luz, con 4 subtipos (por ejemplo, las Algólidas como Beta Persei y las de tipo Beta Lyrae)

B) Según las características físicas de sus componentes, con 5 subtipos (según la tipología de sus componentes, enanas, gigantes, de la secuencia principal, según su tipo espectral, etc.). 

C) Según el nivel de saturación de sus lóbulos de Roche, y, por ello, si ambas estrellas están o no en contacto entre sí (9 subtipos).

 El prototipo de una notable clase de interacción eclipsar estrella binaria (véase la versión beta Lyrae estrellas), su nombre propio, Sheliak, proviene de una palabra árabe para "arpa", la constelación (Lyra), en la que se encuentra la estrella.

Beta Lyrae es un sistema binario de la  variedad de adosado, que consiste en una estrella B, que es el componente visible, y otro, pero mucho más masiva (12 Masas Solares) en la secuencia principal de la estrella que es en gran parte oculto por un espeso disco de acreción de material que se ha perdido por las estrellas más pequeñas. El plano de la órbita es frontal a fin de que, desde nuestro punto de vista, cada estrella pasa alternativamente delante de su compañera . La estrella más grande eclipsa completamente su compañera cada 12,9 días (dando un mínimo de primera magnitud 4.3) y, 6,5 días más tarde, la compañera que causa un mínimo de segunda magnitud 4,8. Además, son masivas y muy próximas entre sí, las dos estrellas se han transformado  una a otra en una forma de huevo de modo que la versión beta Lyrae, y sistemas similares, no son sólo eclipsantes, sino también variables del tipo elipsoidal.

 Beta Lyrae produce cambios de luz, fácilmente visibles a simple vista mediante la comparación de la estrella a las demás en la constelación. Estos cambios fueron observados  en primer lugar por John Goodricke en 1784.

Variable eclipsante, Beta de la constelación Lira