Myrkvatvístirni deila samþungamiðju eins og önnur tvístirni. Stjörnurnar sem mynda þessi kerfi aðgreinast ekki í sjónaukum sökum innbyrðis nálægðar og fjarlægðar frá jörðu og því sést einungis „stök” stjarna. Eðli þeirra afhjúpast hins vegar í ljósmælingum en birtan breytist reglubundið með tíma. Myrkvatvístirnin sem eru kynnt hér hafa verið viðfangsefni í ljósmælingum frá stjörnustöðinni í Nesjum.
Eclipsing binaries, like other binary stars, share a common center of gravity. Stars in such a system are in close orbit and due to their distance we only observe “single” stars. Their nature is revealed with photometry, as the light flux changes with time. The eclipsing binaries noted on this page have been observed from the Nes observatory.
Birtudeyfingin er nefnd myrkvi og í hverri umferð (eða lotu) verða tveir slíkir. Aðalmyrkvi (e. primary eclipse) verður þegar daufari stjarnan (B) gengur fyrir þá bjartari (A) og skerðir birtuna frá henni. Aðalmyrkvi er jafnan dýpri en millimyrkvi (e. secondary eclipse), en þá gengur daufari stjarnan á bak við þá björtu. Aðal- og millimyrkvar geta verið jafndjúpir en breytileiki myrkvadýptar ræðst af fjölda eðlislægra þátta í þessum stjörnukerfum. Tími á milli t.d. tveggja aðalmyrkva er nefnd birtulota hér en einnig er notað orðið lota eða sveiflutími. Birtulotan er í raun umferðatími tvístirnisins.
A primary eclipse occurs when the dimmer star (B) passes in front of the brighter star (A). The primary eclipse is usually deeper than a secondary eclipse when the fainter star moves behind the bright one. The eclipses can be equally deep, but the depth is determined by a number of factors in these systems. The time between e.g. two main eclipses is the period (P) and demonstrates the orbital period of the binary around its barycenter.