ТРИ ТИПА ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ
Предельная поверхность Роша определяет наибольшие возможные размеры компоненты тесной двойной системы, при которых звезда сохраняет устойчивость. Системы, в которых обе компоненты далеко не достигают предела Роша, называются разделенными (рис. 95).
Если одна из компонент достигает предела Роша, система называется полу разделенной. Когда обе компоненты заполняют свои полости предела Роша, систему называют контактной.
Нетрудно предвидеть, что будет происходить в системе полуразделенной. Достаточно ничтожных импульсов, чтобы вещество с Поверхности спутника покинуло звезду и начался постоянный уход частиц через первую либрационную точку в другую полость предельной поверхности Роша. Он происходит легко, без затраты энергии, так что создается перекачка газовых масс от спутника к главной звезде. Возможно, что в процессе эволюции звезда стремится расшириться, и если при этом она превзойдет размеры предела Роша, то перекачка вещества к другой компоненте приобретает постоянный характер, так как с потерей массы размеры полости Роша сокращаются. Такой односторонний переход может принять характер двустороннего обмена в контактных парах.
Рис. 95. Три типа тесных двойных систем. Показаны размеры компонент внутри предельных поверхностей Роша (построенных для отношения 
более массивная звезда — справа). Сверху вниз показаны последовательно разделенная. полуразделенная и контактная системы
Как указывалось выше, затмения легче обнаружить в тех парах, где яркая звезда относительно малых размеров имеет большого спутника с пониженной поверхностной яркостью. Обычно это — субгигант, часто весьма пониженной массы, для которого полость предела Роша имеет малые размеры, так что звезда эту полость заполняет. Таковы многие звезды типа Алголя по старой классификации затменных переменных звезд. Признаки неустойчивости у них наблюдаются с трудом.
В контактных парах эти признаки заметны легче, проявляясь в появлении эмиссионных линий К и других в спектре, в неустойчивости кривой блеска, которая у данной пары меняется со временем от одного орбитального цикла к другому, и в неустойчивости периода.
Но больше всего признаков неустойчивости наблюдается в системах, где размеры одной или обеих компонент выходят за пределы Роша, так что внутри системы в пространстве между первой и второй предельными поверхностями (см. рис. 94) свободно движутся газовые потоки, порой столь обильные, что они создают динамически сложные газовые кольца или даже оболочки, внутри которых обращаются по своим орбитам обе компоненты двойной системы. Звезда р Лиры, наряду со многими сходными с ней парами, представляет образец таких сложных неустойчивых систем.
Намеченная здесь классификация тесных пар по признаку относительных размеров компонент, с выделением трех классов — разделенных, пол у разделенных и контактных двойных, — охватывает 90% всех известных затменных пар.
Отдельно от этих классов следует рассматривать гигантские системы, подобные 
Возничего, хотя формально они могут быть отнесены к разделенным парам, и неустойчивые звезды, как 
Лиры, RX Кассиопеи (RX Cas), UX Единорога (UX Моn), с газовыми оболочками.
Неустойчивость в двойных системах ярко проявляется в наблюдаемых лучевых скоростях звезд, входящих в состав тесных пар. Эти наблюдения, кроме орбитального движения, дают нам представление об осевом вращении звезд и движении газовых масс. Рассмотрим прежде всего эффекты вращения звезд вокруг оси, с которыми мы познакомились раньше из иных соображений.
