Co to jest układ podwójny rozdzielony?
Układ podwójny rozdzielony (ang. detached binary) to typ układu podwójnego, w którym obydwie gwiazdy leżą wewnątrz swoich płatów Roche’a i nie wymieniają masy między sobą. Jest to najprostszy i najliczniejszy typ układów podwójnych, w którym gwiazdy ewoluują niemal niezależnie jak gwiazdy pojedyncze – co czyni je idealnymi laboratoriami do wyznaczania podstawowych parametrów fizycznych gwiazd.
W rozdzielonych układach podwójnych zaćmieniowych obie gwiazdy są widoczne naprzemiennie zakrywając się wzajemnie – krzywa blasku pokazuje dwa wyraźne, wąskie minima i płaskie maksimum między nimi. Analiza kształtu krzywej blasku i prędkości radialnych pozwala bezpośrednio wyznaczyć: masy (z trzeciego prawa Keplera), promienie (z geometrii zaćmień) i efektywne temperatury (z głębokości minimów) obydwu składowych z precyzją 0,5-1%. Takie pomiary są absolutną podstawą kalibracji zależności masa-jasność i masa-promień dla gwiazd – przetestowanej na tysiącach układów przez katalog DEBCat (Detached Eclipsing Binary Catalogue). Układ AI Phoenicis, VV Pup, YY Sgr to klasyczne laboratoryjne systemy testowania modeli ewolucji gwiazdowej. Separacja składowych w układach rozdzielonych: od kilku R_Slonce do setek AU.
Układy podwójne rozdzielone o ekstremalnych parametrach: systemy o bardzo małych masach (oba składowe to czerwone karły klasy M, jak CM Dra) testują dolną granicę ciągu głównego; układy zawierające białe karły (SiriusAB – Sirius A to A1V, Sirius B to biały karzeł o masie 1,02 M_Slonce, odkryty 1862) pozwalają badać ewolucję gwiazdową post-ciągmainsequence. Systemy z krótkim okresem orbitalnym przy pełnej separacji (WASP-12 b-type hot jupiters) są szczególnym przypadkiem gwiazda-egzoplaneta.