A W Ursae Majoris-Variable , auch bekannt als low-masse contact binary ist eine Art von Eclipsing-Binärvariablenstern. Bei diesen Sternen handelt es sich um enge Binärdateien der Spektraltypen F, G oder K, die eine gemeinsame Materialhülle haben und somit miteinander in Kontakt stehen. Sie werden als Kontaktbinäre bezeichnet, da die beiden Sterne Masse und Energie durch den Verbindungshals berühren und übertragen, obwohl der Astronom R.E. Wilson argumentiert, dass der Begriff "overcontact" passender ist. [1]
Die Klasse ist in zwei Unterklassen unterteilt: A-Typ und W-Typ [2] A-Typ W UMa-Binaries bestehen aus zwei Sternen, die beide heißer als die Sonne sind. mit den Spektraltypen A oder F und Perioden von 0,4 bis 0,8 Tagen. Die W-Typen haben kühlere Spektraltypen von G oder K und kürzere Zeiträume von 0,22 bis 0,4 Tagen. Der Unterschied zwischen den Oberflächentemperaturen der Komponenten beträgt weniger als einige hundert Kelvin. Eine neue Unterklasse wurde 1978 eingeführt: B-Typ. Die B-Typen haben eine größere Oberflächentemperaturdifferenz. Im Jahr 2004 wurden die Systeme H (High Mass Ratio) von Sz entdeckt. Csizmadia und P. Klagyivik. [3] Die H-Typen haben ein höheres Massenverhältnis als ( = (Sekundärmasse) / (Primärmasse)) und sie haben einen zusätzlichen Drehimpuls.
Diese Sterne wurden erstmals von Olin J. Eggen einer Perioden-Farb-Beziehung (kürzere Periodensysteme sind röter) folgen. [4] 2012 veröffentlichten Terrell, Gross und Cooney eine Farbübersicht von 606 W UMa-Systemen in das photometrische System von Johnson-Cousins [5]
Ihre Lichtkurven unterscheiden sich von denen klassischer Eclipsing-Binärdateien und unterliegen eher einer konstanten Ellipsoidvariation als diskreten Eklipsen. Dies liegt daran, dass die Sterne durch die Gravitation voneinander verzerrt sind und sich daher die projizierte Fläche der Sterne ständig ändert. Die Tiefen der Helligkeitsminima sind normalerweise gleich, da beide Sterne nahezu gleiche Oberflächentemperaturen haben.
W Ursae Majoris ist der Prototyp dieser Klasse.
| Bezeichnung (Name) | Konstellation | Entdeckung | Scheinbare Größe (Maximum) [6] | Scheinbare Größe (Minimum) [6] | Zeitraum | Spektraltypen (Bedeckungskomponenten) | Kommentar | |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| AB und | Andromeda | 10 m .40 | 11 m .27 | 0.87 | 0.3319 d | G5 + G5V | ||
| S Ant | Antlia | H. M. Paul, 1891 | 6 m .27 | 6 m .83 | 0.56 | 0.6483489 d | ||
| 44 (i Boö) | Boötes | 5 m .8 | 6 m .4 | 0.6 | 0.2678159 d | G2V + G2VBoö | dreifaches System | |
| TU Boö | Boötes | 11 m .8 | 12 m .5 | 0.7 | ||||
| VW Cep | Cepheus | 7 m .23 | 7 m .68 | 0,45 | 0.278 d | G5 + K0Ve | ||
| WZ Cep | Cepheus | 11 m .4 | 12 m .0 | 0.6 | 0.41744 d | F5 | Möglicher dritter Begleiter | |
| & epsi; CrA | Corona Australis | 4 m .74 | 5 m .0 | 0,26 | 0.5914264 d | |||
| SX Crv | Corvus | 8 m .99 | 9 m .25 | 0,26 | 0.32 d | F7V +? | ||
| V1191 Cyg | Cygnus | 10 m .82 | 11 m .15 | 0,33 | 0.31 d | F6V + G5V | ||
| XY Leo | Leo | 9 m .45 | 9 m .93 | 0,48 | 0.284 d | K0V + K0 | ||
| CE Leo | Leo | 11 m .8 | 12 m .6 | 0.8 | 0.303 d | |||
| TV Pic | Pictor | Verschuren, 1987 | 7 m .37 | 7 m .53 | 0,16 | 0.85 d | ||
| Y Sex | Sextans | 9 m .81 | 10 m .23 | 0,42 | 0.42 d | Möglicherweise zwei substellare Gefährten | ||
| W UMa | Ursa Major | 7 m .75 | 8 m .48 | 0,73 | 0.3336 d | F8Vp + F8Vp | Prototyp, mögliches Dreifachsystem |
Referenzen [ edit ]
- ^ Wilson, R. E. (2001). "Binäre Sternmorphologie und der Namensüberkontakt". Mitteilungsblatt zu variablen Sternen . 5076 : 1. Bibcode: 2001IBVS.5076 .... 1W.
- ^ L. Binnendijk, Veroeffentlichungen der Remeis-Sternwarte zu Bamberg, Nr. 40., p. 36, 1965
- ^ Astronomy and Astrophysics Vol. 426, S. 1001–1005 (2004)
- ^ "Contact Binaries II". 4. Juli 2013. Bibcode: 1967MmRAS..70..111E.
- ^ [19459100TerrellDirk;GrossJohn;CooneyWalter(2012)"EinBVR C I C Überblick über W Ursae Majoris Binaries". Astronomical Journal . 143 : 99. arXiv: 1202.3111 . Bibcode: 2012AJ .... 143 ... 99T. Doi: 10.1088 / 0004-6256 / 143/4/99.
- ^ a b (visuelle Stärke, sofern nicht markiert (B) (= blau) oder (p) (= fotografisch))
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