Variabila W Ursae Majoris

O variabilă Ursae Majoris este un tip de stea eclipsantă variabilă . Adică este o stea binară în care planul orbital al celor două stele este atât de bine aliniat cu linia de vedere a observatorului încât cele două componente prezintă eclipse reciproce. Prin urmare, variabilitatea nu depinde de variațiile de luminozitate intrinseci ale celor două stele, ci de întunecarea reciprocă a celor două componente. V variabilele Ursae Majoris se disting de alte variabile eclipsante (cum ar fi variabilele Algol sau variabilele Beta Lyrae ) prin faptul că cele două componente sunt atât de apropiate încât suprafețele lor sunt în contact una cu cealaltă. Prin urmare, ele sunt numite și binare de contact, deoarece cele două stele își împart straturile exterioare, atât de mult încât materia și căldura sunt schimbate între cele două componente. Acest lucru tinde să fie egal cu temperaturile celor două stele.

Aceste variabile, numite după prototipul stelei W Ursae Majoris , sunt cele mai frecvente variabile din Univers ^[1] .

Caracteristici

Variabilele W Ursae Majoris sunt caracterizate prin curbe de lumină cu minime foarte apropiate și printr-o variație continuă a luminozității. De fapt, din moment ce cele două componente sunt în contact fizic, ele se eclipsează constant una pe cealaltă. În plus, valorile minime sunt de obicei aceleași cu stelele au aproape aceeași luminozitate. Perioada acestor stele este scurtă și este de obicei cuprinsă în intervalul de 6 ore până la o zi. Cele două stele sunt aproape de aceeași clasă spectrală, variind de la subclasele intermediare ale clasei A la primele subclasele clasei K, cele mai concentrate între subclasele intermediare ale clasei F și primele subclase ale clasei G. Se crede că cele două stelele au aceeași stare evolutivă , situată în sau chiar deasupra secvenței principale ^[2] . Faptul că aparțin aceleiași clase spectrale nu înseamnă că cele două componente au mase similare: pot avea mase foarte diferite (până la un raport de la unu la zece), dar schimbul de căldură între cele două componente, egalând suprafața temperaturile, îi determină să ajungă să aparțină aceleiași clase spectrale ^[2] . Apropierea celor două componente le distorsionează puternic forma, întinzând cele mai apropiate părți și creând un coridor care unește cele două stele. Variabilele W Ursae Majoris se presupune că se formează din binare detașate care se apropie reciproc datorită pierderilor din impulsul lor unghiular ^[3] .

Subtipuri

Clasa variabilelor W Ursae Majoris este împărțită în două subclase: variabile de tip A și cele de tip W ^[4] . Tipul A este compus din două stele mai fierbinți decât Soarele , din clasa spectrală A sau F, care au o perioadă orbitală între 0,4 și 0,8 zile. Tipurile W sunt mai puțin fierbinți, aparțin claselor G sau F și au perioade mai scurte între 0,22 și 0,4 zile. Diferența de temperatură dintre cele două componente este mai mică de câteva sute de kelvini .

O nouă subclasă, B, a fost introdusă în 1978 . Variabilele de tip B au o diferență mai mare de temperatură între componente. În cele din urmă, în 2004 a fost introdusă subclasa H, caracterizată printr-un raport între masele celor două componente mai mare de 0,72 ^[5] .

Notă

^ Indicele stelelor variabile listează 7.000
^ ^a ^b V UMA vedete , la aavso.org . Adus 04-04-2010 .
^ L. Li, F. Zhang, Z. Han, D. Jiang, Formation and Evolution of W Ursae Majoris Contact Binaries , în The Astrophysical Journal , vol. 662, 2007, pp. 596-601, DOI : 10.1086 / 517909 . Adus pe 7 aprilie 2010 .
^ L. Binnendijk, Elementele orbitale ale sistemelor W Ursae Majoris , în Vistas in Astronomy , vol. 12, 1970, pp. 217-256. Adus pe 7 aprilie 2010 .
^ Sz. Csizmadia, P. Klagyivik, Despre proprietățile stelelor binare de contact , în Astronomy & Astrophysics , vol. 426, 2004, pp. 1001-1005, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040430 . Adus pe 7 aprilie 2010 .