W Ursae Majoris-variabel
| W Ursae Majoris-variabel |
|---|
|
W Ursae Majoris-variabel (EW) är en typ av förmörkelsevariabel.[2] Det är frågan om dubbelstjärnor där båda komponenterna fyllt sina Roche-lober och är i kontakt med varandra.[3] En gemensam yttre atmosfär runt stjärnorna kan förekomma. Stjärnorna är av spektralklass F, G eller K.
Ljuskurvan växlar ständigt under perioder som vanligen under 1 dygn. Primär- och sekundärminima är i stort sett lika djupa.[4][1]
Undertyper
W Ursae Majoris-variablerna är traditionellt indelade i två undergrupper: A-typ och W-typ:[5]
A-typen består av dubbelstjärnor som är hetare än solen, av spektraltyp A eller F och variationer av ljusstyrkan på 0,4 – 0,8 dygn. W-typen är kallare stjärnor av spektraltyp G eller K och kortare period, 0,22 – 0,4 dygn. [3]
1978 introducerades en ny undergrupp, B-typ, med stora temperaturskillnader mellan komponenterna i dubbelstjärnan.
2004 introducerades ytterligare en undergrupp, H-typ (av High mass ratio), med mindre skillnad mellan komponenterna i massa än 0,72 (sekundär komponent/primär komponent) och stort rörelsemängdsmoment. [6]
Några ljusstarka variabler
Den ljusstarkaste stjärnan på himlen bland W Ursae Majoris-variablerna är Epsilon Coronae Borealis i Södra korsets stjärnbild. Här följer en lista med några av de ljusstarkaste. Prototypstjärnan W Ursae Majoris befinner sig där på sjätte plats.
- Epsilon Coronae Borealis 4,74 – 5,00
- 44 Bootis 5,80 – 6,39
- S Antliae 6,27 – 6,83
- VW Cephei 7,31 – 7,71[7]
- TV Pictoris 7,37 – 7,53[8]
- W Ursae Majoris 7,75 – 8,48
Se även
Referenser
- ^ [a b] ”GCVS Variability Types” (på engelska). General Catalogue of Variable Stars. Russian Foundation for Basic Research, Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Ryssland. http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt. Läst 31 juli 2019.
- ^ Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P.. ”Variable Star Type Designations in the VSX” (på engelska). AAVSOs hemsida. American Association of Variable Star Observers. http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes. Läst 16 augusti 2019.
- ^ [a b] R. E. Wilson (2001). ”Binary Star Morphology and the Name Overcontact” (på engelska). Information Bulletin on Variable Stars 5076: sid. 1.
- ^ Gerry A. Good (2012) (på engelska). Observing Variable Stars. The Patrick Moore Practical Astronomy Series. Springer Science & Business Media. sid. 136, 142-143. ISBN 978-1-447-10055-3. https://books.google.se/books?id=4cS9BwAAQBAJ&printsec=frontcover&dq=Observing+Variable+Stars+Google+Books&hl=sv&sa=X&ved=0ahUKEwi4_vbB6vXjAhW586YKHU8qA58Q6AEIKDAA#v=onepage&q=Observing%20Variable%20Stars%20Google%20Books&f=false. Läst 16 augusti 2019
- ^ L. Binnendijk (1965). (på tyska)Veroeffentlichungen der Remeis-Sternwarte zu Bamberg (40): sid. 36.
- ^ Sz. Csizmadia och P. Klagyivik (18 oktober 2004). ”On the properties of contact binary stars” (på engelska). Astronomy and Astrophysics 426: sid. 1001–1005. doi:. https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2004/42/aa0430-04/aa0430-04.html. Läst 16 augusti 2019.
- ^ ”VW Cep” (på engelska). The International Variable Star Index. AAVSO – American Association of Variable Star Observers. http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=8393. Läst 16 augusti 2019.
- ^ ”TV Pic” (på engelska). The International Variable Star Index. AAVSO – American Association of Variable Star Observers. http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=26362. Läst 16 augusti 2019.
Media som används på denna webbplats
Författare/Upphovsman: Philip D. Hall, Licens: CC BY-SA 4.0
Schematic of a binary star system in a contact configuration with a mass ratio q=3, viewed at an inclination of 90 degrees (edge on). The filled regions represent the two stars. The black line represents the inner critical Roche equipotential, made up of two Roche lobes that meet at the Lagrangian point L1. In a contact configuration both stars overfill their Roche lobes.