astro.wikisort.org - EstrellaUna estrella variable W Ursae Majoris es una estrella binaria eclipsante con un período muy corto comprendido entre unas horas y un día. En este tipo de variables las componentes forman una binaria de contacto, compartiendo el material de las capas exteriores. A través del cuello que une ambas estrellas existe transferencia de masa y calor entre las dos componentes, que tiende a igualar las temperaturas de ambas. La fuerza gravitatoria distorsiona las estrellas, que no tienen forma esférica sino de "gota". Los mínimos primario y secundario son prácticamente iguales y existe una continua variación del brillo a lo largo de la órbita sin que esté claramente definido el comienzo y el final del eclipse.[1] El prototipo de este grupo de variables es la estrella W Ursae Majoris, a quien deben su nombre.
Inicialmente las variables W Ursae Majoris se dividieron en dos subclases (Tipo-A y Tipo-W),[2] una tercera subclase fue añadida en 1978 (Tipo-B), y una cuarta en 2004 (Tipo-H):[3]
- Tipo-A. Las dos estrellas son más calientes que el Sol —tipos espectrales A o F— con períodos comprendidos entre 0,4 y 0,8 días. Un ejemplo es la estrella ε Coronae Australis.
- Tipo-W. Las estrellas son más frías que en el grupo anterior —tipos espectrales G o K— y sus períodos más cortos, entre 0,22 y 0,4 días. La diferencia entre las temperaturas efectivas de las componentes es menor de varios cientos K. Un ejemplo es W Ursae Majoris.
- Tipo-B. La diferencia entre las temperaturas superficiales de las dos estrellas es mayor de 1000 K.
- Tipo-H. Relación entre las masas de las dos estrellas q > 0,72, siendo q = (masa de la estrella secundaria)/(masa de la estrella primaria). Poseen un momento angular adicional. Un ejemplo es SV Centauri.
Principales variables W Ursae Majoris
Nombre | Magnitud aparente | Período (días) | Tipo espectral |
γ Doradus | 4,23 - 4,27 | ? | F0V-F5V |
ε Coronae Australis | 4,74 - 5 | 0,5914 | F2V |
AA Ceti | 6,2 - 6,7 | 0,5361 | F2 |
S Antliae | 6,4 - 6,92 | 0,6483 | A9Vn |
AW Ursae Majoris | 6,83 - 7,13 | 0,4387 | F0-F2 |
EM Cephei | 7,02 - 7,17 | 0,8062 | B1Ve |
HT Virginis | 7,06 - 7,48 | 0,4077 | F8V |
Fuente: Variables of W Ursae Maioris type (Alcyone)
Véase también
Referencias
На других языках
[de] W-Ursae-Majoris-Stern
W-Ursae-Majoris-Sterne, auch W-Ursae-Majoris-Veränderliche, (GCVS-Systematikkürzel: EW) sind bedeckungsveränderliche Sterne, deren Doppelsternenpaar in Oberflächenkontakt steht und einen kontinuierlichen Lichtwechsel zeigt. Sie sind von einer gemeinsamen Hülle umgeben, die sich zwischen der inneren und der äußeren Roche-Grenze gebildet hat. Sie sind benannt nach dem Prototyp W Ursae Majoris[1].
- [es] Estrella variable W Ursae Majoris
[ru] Переменная типа W Большой Медведицы
Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW) являются разновидностью затменных двойных звёзд. Эти звезды настолько близки, что их поверхности касаются друг друга, и они постоянно обмениваются материалом с внешних слоёв. Через узкое горлышко, существующее между двумя звёздами, происходит перетекание вещества, что приводит к выравниванию масс и температур компонентов. Оба компонента систем этого типа находятся на главной последовательности и оба заполняют свои полости Роша. Вещество в таких системах перетекает от более массивной звезды к менее массивной, но это «в среднем» на очень больших интервалах времени, а на коротких интервалах процесс носит гораздо более сложный циклический характер. Полной теории эволюции систем данного типа до сих пор нет. В статье[1] приведено достаточно детальное рассмотрение современного состояния этой проблемы.
Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.
Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.org внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.
2019-2025
WikiSort.org - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии