Os sistemas binários eclipsantes são formados por duas estrelas cujo plano orbital é quase coincidente com a linha de visada do observador, fazendo com que, periodicamente, uma estrela intercepte a luz da outra, provocando eclipses. O caráter variável da luz proveniente destes sistemas, nos leva a pesquisá-los, no sentido de obter um maior número de informações, através da observação fotométrica. Obtidos os dados observacionais, obedecendo as normas estabelecidas para a utilização do fotômetro fotoelétrico e dos registradores, uma curva de luz que ajuste os pontos colhidos nas observações pode ser calculada pelo método dos mínimos quadrados, aplicado à teoria das séries de Fourier, já que o fenômeno tem um caráter periódico. Para a análise desta curva de luz, o método desenvolvido por H. N. Russel, em 1912, para a determinação dos elementos destes sistemas como os raios e as luminosidades relativas das componentes e a inclinação do plano orbital, baseia-se na interpretação das quedas de luz durante os eclipses e na área de uma estrela que é coberta pela outra durante estes momentos. O cálculo é facilitado pela inclusão de restrições como órbitas circulares, estrelas esféricas e uniformemente iluminadas e sem nenhum efeito de reflexão ou deformações por atrações gravitacionais.