| dbo:abstract
|
- Un estel variable W Ursae Majoris és un estel binari eclipsant amb un període molt curt comprès entre unes hores i un dia. En aquest tipus de variables les components formen una binària de contacte, compartint el material de les capes exteriors. A través del coll que uneix ambdós estels existeix transferència de massa i calor entre les dues components, que tendeix a igualar-los en temperatura. La força gravitatòria distorsiona els estels, que no tenen forma esfèrica sinó de "gota". Els mínims primari i secundari són pràcticament iguals i existeix una contínua variació de la lluentor al llarg de l'òrbita sense que estigui clarament definit el començament i el final de l'eclipsi. El prototip d'aquest grup de variables és l'estrella W Ursae Majoris, a qui deuen el seu nom. Inicialment les variables W Ursae Majoris es van dividir en dues subclasses (Tipus-A i Tipus-W), una tercera subclasse va ser afegida en 1978 (Tipus-B), i una quarta en 2004 (Tipus-H):
* Tipus-A. Els dos estels són més calents que el Sol —tipus espectrals A o F— amb períodes compresos entre 0,4 i 0,8 dies. Un exemple és l'estel ε Coronae Australis.
* Tipus-W. Els estels són més freds que en el grup anterior —tipus espectrals G o K— i els seus períodes més curts, entre 0,22 i 0,4 dies. La diferència entre les temperatures efectives de les components és menor de diversos centenars K. Un exemple és W Ursae Majoris.
* Tipus-B. La diferència entre les temperatures superficials dels dos estels és major de 1000 K.
* Tipus-H. Relació entre les masses de les dues estrelles q > 0,72, sent q = (massa de l'estel secundari)/(massa de l'estel primari). Posseeixen un moment angular addicional. Un exemple és SV Centauri. (ca)
- Hvězdy typu W Ursae Majoris, také známé jako málo hmotné dotykové dvojhvězdy jsou proměnné hvězdy, které jsou těsnými dvojhvězdami spektrálních typů A, F, G nebo K, které se navzájem dotýkají. Tyto hvězdy se dělí na podtypy A a W. Typ A se skládá z dvou hvězd spektrálních tříd A a nebo F s periodou 0,4 až 0,8 dne. Typ W odpovídá chladnějším hvězdám spektrálních typů G a nebo K 0,22 až 0,4 dne. Rozdíl teplot obou složek je nanejvýš několik set K. Roku 1978 byl objeven podtyp B, kam patří soustavy s větším rozdílem povrchových teplot. V roce 2004 byly objeveny systémy typu H. světelné křivky těchto dvojhvězd se liší od běžných zákrytových dvojhvězd, dochází u nich ke stálé eliptické změně jasnosti. (cs)
- 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. (de)
- Una 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. 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), una tercera subclase fue añadida en 1978 (Tipo-B), y una cuarta en 2004 (Tipo-H):
* 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. (es)
- Une variable de type W Ursae Majoris est un type d'étoile variable binaire à éclipses. Ces étoiles sont des binaires serrées de type spectral F, G, ou K qui partagent une enveloppe commune de matière et sont donc en contact l'une à l'autre. Elles sont appelées binaires à contact car les deux étoiles se touchent et transfèrent de la masse et de l'énergie par la zone de connexion, bien que l'astronome R. E. Wilson estime que le terme « sur-contact » est plus approprié. Les variables de type W Ursae Majoris sont les étoiles variables les plus communes. Environ 1 % des étoiles variables appartiennent à ce groupe. Le type est divisé en deux sous-types : les types A et W (L. Binnendijk, Veroeffentlichungen der Remeis-Sternwarte zu Bamberg, Nr. 40., p. 36, 1965). Les binaires W UMa de type A sont composées de deux étoiles toutes deux plus chaudes que le Soleil, de types spectraux A ou F, avec des périodes orbitales de 0,4 à 0,8 jour. Les binaires de type W ont des spectres plus froids de type G ou K et des périodes plus courtes de 0,22 à 0,4 jour. La différence entre les températures de surface des composantes est inférieure à quelques centaines de kelvins. Un nouveau sous-type fut introduit en 1978 : le type B. Les variables de type B ont de plus grands écarts de température de surface. En 2004, les systèmes à haut rapport de masse, dits systèmes H, furent découverts par Sz. Csizmadia et P. Klagyivik (Astronomy and Astrophysics, Vol. 426, p. 1001–1005 (2004)). Les types H ont des rapports de masse supérieurs à ( = (masse de la secondaire)/(masse de la primaire)) et possèdent un moment angulaire plus élevé. Eggen découvrit que ces étoiles suivaient une relation période-couleur (les systèmes à courte période sont plus rouges). En 2012, , Gross et Cooney publièrent un recensement colorimétrique de 606 systèmes W UMa dans le système photométrique Johnson-Cousins. Leurs courbes de lumière diffèrent de celles des binaires à éclipses classiques, montrant une variation ellipsoïdale continue plutôt que des éclipses marquées. Ceci vient du fait que les étoiles sont gravitationnellement distordues l'une par l'autre, et donc que la surface projetée des étoiles change continuellement. Les minima de luminosité sont habituellement égaux car les deux étoiles ont des températures de surface presque égales. W Ursae Majoris est le prototype de ce type de variable. (fr)
- A W Ursae Majoris variable, also known as a low mass contact binary, is a type of eclipsing binary variable star. These stars are close binaries of spectral types F, G, or K that share a common envelope of material and are thus in contact with one another. They are termed contact binaries because the two stars touch and transfer mass and energy through the connecting neck, although astronomer Robert E. Wilson argues that the term "overcontact" is more appropriate. The class is divided into two subclasses: A-type and W-type. A-type W UMa binaries are composed of two stars both hotter than the Sun, having spectral types A or F, and periods of 0.4 to 0.8 day. The W-types have cooler spectral types of G or K and shorter periods of 0.22 to 0.4 day. The difference between the surface temperatures of the components is less than several hundred kelvins. A new subclass was introduced in 1978: B-type. The B-types have larger surface temperature difference. In 2004 the H (high mass ratio) systems were discovered by Szilárd Csizmadia and Peter Klagyivik. The H-types have a higher mass ratio than ( = (secondary's mass)/(primary's mass)) and they have extra angular momentum. These stars were first shown to follow a period-color relation (shorter period systems are redder) by Olin J. Eggen. In 2012, Terrell, Gross and Cooney published a color-survey of 606 W UMa systems in the Johnson-Cousins photometric system. Their light curves differ from those of classical eclipsing binaries, undergoing a constant ellipsoidal variation rather than discrete eclipses. This is because the stars are gravitationally distorted by one another, and thus the projected area of the stars is constantly changing. The depths of the brightness minima are usually equal because both stars have nearly equal surface temperatures. W Ursae Majoris is the prototype of this class.(This is a dynamic list and may never be able to satisfy particular standards for completeness. You can help by adding missing items with reliable sources.)
(en)
- Una variabile W Ursae Majoris è un tipo di stella variabile ad eclisse. Si tratta cioè di una stella binaria in cui il piano orbitale delle due stelle si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche. La variabilità quindi non dipende da variazioni di luminosità intrinseche delle due stelle, ma dall'oscuramento reciproco delle due componenti. Le variabili W Ursae Majoris si distinguono dalle altre variabili ad eclisse (come le variabili Algol o le variabili Beta Lyrae) in quanto le due componenti sono talmente vicine che le loro superfici sono a contatto l'una con l'altra. Sono quindi denominate anche binarie a contatto in quanto le due stelle condividono i loro strati più esterni, tanto che materia e calore vengono scambiati fra le due componenti. Questo tende ad uguagliare le temperature delle due stelle. Queste variabili, che prendono il nome dalla stella prototipo W Ursae Majoris, sono le più comuni variabili presenti nell'Universo. (it)
- おおぐま座W型変光星（おおぐまざWがたへんこうせい、W Ursae Majoris variable）は、食変光星の一種である。これらの恒星はスペクトル型F、G、Kの連星であり、外層を共有して接触連星となっており、接続部を通して質量やエネルギーが転移している。 この分類は、A型とW型の2つのサブクラスに分類される。A型は太陽よりも熱い2つの恒星から構成され、スペクトル型はA型かF型、周期は0.4日から0.8日である。W型は冷たく、スペクトル型はG型かK型で周期は短く0.22日から0.4日である。表面温度の違いは、数百K以下である。1978年にB型という新しいサブクラスが導入された。B型は表面温度の差が大きい。2004年には、Sz. CsizmadiaとP. Klagyivikにより質量比が大きいH型が発見された。H型は、質量比が0.72よりも大きく、角運動量も大きい。 この分類のプロトタイプ星は、おおぐま座W星である。 (ja)
- Een W Ursae Majoris-ster is een veranderlijke eclipserende dubbelster. Deze sterren zijn nauwe dubbelsterren met spectraalklassen F, G en K die een gezamenlijk omhulsel van materie delen. In het Engels worden zulke sterren contact binary genoemd. Deze veranderlijken worden onderverdeeld in twee onderklassen: A-type en W-type. A-type W UMa-dubbelsterren bestaan uit twee sterren, beide heter dan de zon, met spectraalklasse A of F, (de zon heeft klasse G2), met een omlooptijd van 0,4 tot 0,8 dagen. De W-typen hebben een koelere spectraalklasse van G of K en kortere omlooptijden van 0,22 tot 0,4 dagen. Het verschil in oppervlaktetemperatuur van beide componenten is minder dan een paar honderd kelvin. In 1978 is er een nieuwe onderklasse geïntroduceerd: het B-type. Deze B-typen hebben een groter verschil in oppervlaktetemperatuur. In 2004 is het H-type (hoge massa) ontdekt. Deze hebben een hoger massaverhouding dan ( = (massa begeleider)/(massa hoofdster)) en ze hebben extra impulsmoment. toonde aan dat deze sterren een periode-kleur eigenschap hebben. In 2012 publiceerden Terell, Gross en Cooney een kleurenonderzoek van 606 W Uma-dubbelsterren in het Johnson-Cousins fotometrisch systeem. De lichtkrommen zijn anders dan die van de klassieke eclipserende dubbelsterren, met een constant optredende variatie in plaats van een duidelijk eclipseffect. Dit is omdat de sterren zo dicht op elkaar zitten en hun vormen onder invloed van de grillige zwaartekracht steeds veranderen, waardoor het stralend oppervlak ook steeds anders is. De waarden van de helderheidsminima zijn meestal gelijk omdat beide sterren ongeveer dezelfde oppervlaktetemperatuur hebben. is het prototype van dit type dubbelstersysteem. (nl)
- Gwiazda zmienna typu W UMa – układ podwójny zaćmieniowy, którego składniki położone są bardzo blisko siebie. Okres obiegu gwiazd wokół barycentrum, a zatem okres zmian jasności, wynosi do jednego dnia. Ze względu na swą bliskość, gwiazdy są silnie zdeformowane. Ich kształt przypomina elipsoidę obrotową. Niekiedy są one złączone w punkcie libracyjnym. Wtedy może występować między składnikami układu wymiana materii. Blask gwiazd charakteryzuje się ciągłą zmianą (krzywa przypomina niekiedy sinusoidę). Zmiana jasności jest w dużej mierze rezultatem tego, że w różnym czasie widać większe lub mniejsze powierzchnie gwiazd. Głębokości minimów są porównywalne. (pl)
- W Ursae Majoris-variabel (EW) är en typ av förmörkelsevariabel. Det är frågan om dubbelstjärnor där båda komponenterna fyllt sina Roche-lober och är i kontakt med varandra. 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. (sv)
- 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 приведено достаточно детальное рассмотрение современного состояния этой проблемы. Переменные этого типа подразделяются на 2 основных подкласса — A и W. Затменные переменные типа A состоят из двух звёзд, более горячих, чем Солнце, и принадлежат к спектральному классу A или F, в также имеют период изменения блеска от 0,4 до 0,8 дней. Переменные типа W принадлежат к более холодным спектральным классам G или K и имеют более короткий период — от 0,22 до 0,4 дней. Разница между температурами на поверхности обеих звёзд меньше, чем несколько сотен градусов. В 1978 году выделен подкласс B, в котором разность поверхностных температур больше. В 2004 году выделен подкласс H, в котором коэффициент отношения масс , равный отношению массы вторичной звезды к массе главной звезды, больше , а также больший угловой момент. Кривая изменения блеска также отличается от кривой классических затменных двойных звёзд, из-за того, что звёзды, находясь рядом, постоянно затмевают одна другую, а также из-за мощного гравитационного воздействия сильно искажают форму друг друга. Минимумы на кривой блеска, в отличие от других затменных двойных звёзд, обычно одинаковы, так как звёзды имеют одинаковую яркость. (ru)
- 大熊W型變星是一種食雙星變星，兩顆星非常的靠近，以致兩顆星的表面互相接觸到。因為它們外面數層的氣體是共有的，因此被稱為共包層聯星。經由兩顆星相連之處，雙方的質量和熱可以相互流通，會使兩顆星的溫度一致。. 大熊W型變星在現在的宇宙中非常普遍，其數量約佔全部恆星的1%。 這個分類可以分為兩個次分類：A型和W型。構成A型的大熊W型變星的兩顆星都比太陽熱，光譜屬於A或F型，週期在0.4至0.8天。W型的是溫度較低，光譜為G或K型恆星，週期較短只有0.22至0.4天。表面溫度的差別通常都少於數百度K。在1978年，表面溫度差異較大的新類型：B型被區分出來。在2004年，H型(高質量比系統)被Sz. Csizmadia和P. Klagyivik 發現。H型的質量比大於 ( = (伴星質量)/(主星質量)) 並且有特別大的角動量。 因為長期受橢球體的影響，而且不是分離的食，它們的光度曲線和其他類型的食雙星不同。這不僅是因為兩顆星實質的接觸在一起，因而經常性的食；同時，也因為受到另一顆星重力的扭曲。因為兩顆星的光度幾乎相等，因此食亮度的極小值也幾乎是一樣的。 大熊座W是這一類變星的原型。 (zh)
- Зорі типу W Великої Ведмедиці, або змінні типу W Великої Ведмедиці, (GCVS-позначення: EW) — це маломасивні короткоперіодичні фотометричні подвійні, в яких обидві зорі заповнили свою порожнину Роша. Такі зорі оточені спільною оболонкою, яка обертається синхронно з рухом зір. Прототипом цього виду змінних є . (uk)
|
| rdfs:comment
|
- 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. (de)
- おおぐま座W型変光星（おおぐまざWがたへんこうせい、W Ursae Majoris variable）は、食変光星の一種である。これらの恒星はスペクトル型F、G、Kの連星であり、外層を共有して接触連星となっており、接続部を通して質量やエネルギーが転移している。 この分類は、A型とW型の2つのサブクラスに分類される。A型は太陽よりも熱い2つの恒星から構成され、スペクトル型はA型かF型、周期は0.4日から0.8日である。W型は冷たく、スペクトル型はG型かK型で周期は短く0.22日から0.4日である。表面温度の違いは、数百K以下である。1978年にB型という新しいサブクラスが導入された。B型は表面温度の差が大きい。2004年には、Sz. CsizmadiaとP. Klagyivikにより質量比が大きいH型が発見された。H型は、質量比が0.72よりも大きく、角運動量も大きい。 この分類のプロトタイプ星は、おおぐま座W星である。 (ja)
- Gwiazda zmienna typu W UMa – układ podwójny zaćmieniowy, którego składniki położone są bardzo blisko siebie. Okres obiegu gwiazd wokół barycentrum, a zatem okres zmian jasności, wynosi do jednego dnia. Ze względu na swą bliskość, gwiazdy są silnie zdeformowane. Ich kształt przypomina elipsoidę obrotową. Niekiedy są one złączone w punkcie libracyjnym. Wtedy może występować między składnikami układu wymiana materii. Blask gwiazd charakteryzuje się ciągłą zmianą (krzywa przypomina niekiedy sinusoidę). Zmiana jasności jest w dużej mierze rezultatem tego, że w różnym czasie widać większe lub mniejsze powierzchnie gwiazd. Głębokości minimów są porównywalne. (pl)
- W Ursae Majoris-variabel (EW) är en typ av förmörkelsevariabel. Det är frågan om dubbelstjärnor där båda komponenterna fyllt sina Roche-lober och är i kontakt med varandra. 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. (sv)
- 大熊W型變星是一種食雙星變星，兩顆星非常的靠近，以致兩顆星的表面互相接觸到。因為它們外面數層的氣體是共有的，因此被稱為共包層聯星。經由兩顆星相連之處，雙方的質量和熱可以相互流通，會使兩顆星的溫度一致。. 大熊W型變星在現在的宇宙中非常普遍，其數量約佔全部恆星的1%。 這個分類可以分為兩個次分類：A型和W型。構成A型的大熊W型變星的兩顆星都比太陽熱，光譜屬於A或F型，週期在0.4至0.8天。W型的是溫度較低，光譜為G或K型恆星，週期較短只有0.22至0.4天。表面溫度的差別通常都少於數百度K。在1978年，表面溫度差異較大的新類型：B型被區分出來。在2004年，H型(高質量比系統)被Sz. Csizmadia和P. Klagyivik 發現。H型的質量比大於 ( = (伴星質量)/(主星質量)) 並且有特別大的角動量。 因為長期受橢球體的影響，而且不是分離的食，它們的光度曲線和其他類型的食雙星不同。這不僅是因為兩顆星實質的接觸在一起，因而經常性的食；同時，也因為受到另一顆星重力的扭曲。因為兩顆星的光度幾乎相等，因此食亮度的極小值也幾乎是一樣的。 大熊座W是這一類變星的原型。 (zh)
- Зорі типу W Великої Ведмедиці, або змінні типу W Великої Ведмедиці, (GCVS-позначення: EW) — це маломасивні короткоперіодичні фотометричні подвійні, в яких обидві зорі заповнили свою порожнину Роша. Такі зорі оточені спільною оболонкою, яка обертається синхронно з рухом зір. Прототипом цього виду змінних є . (uk)
- Un estel variable W Ursae Majoris és un estel binari eclipsant amb un període molt curt comprès entre unes hores i un dia. En aquest tipus de variables les components formen una binària de contacte, compartint el material de les capes exteriors. A través del coll que uneix ambdós estels existeix transferència de massa i calor entre les dues components, que tendeix a igualar-los en temperatura. La força gravitatòria distorsiona els estels, que no tenen forma esfèrica sinó de "gota". Els mínims primari i secundari són pràcticament iguals i existeix una contínua variació de la lluentor al llarg de l'òrbita sense que estigui clarament definit el començament i el final de l'eclipsi. El prototip d'aquest grup de variables és l'estrella W Ursae Majoris, a qui deuen el seu nom. (ca)
- Hvězdy typu W Ursae Majoris, také známé jako málo hmotné dotykové dvojhvězdy jsou proměnné hvězdy, které jsou těsnými dvojhvězdami spektrálních typů A, F, G nebo K, které se navzájem dotýkají. Tyto hvězdy se dělí na podtypy A a W. Typ A se skládá z dvou hvězd spektrálních tříd A a nebo F s periodou 0,4 až 0,8 dne. Typ W odpovídá chladnějším hvězdám spektrálních typů G a nebo K 0,22 až 0,4 dne. Rozdíl teplot obou složek je nanejvýš několik set K. Roku 1978 byl objeven podtyp B, kam patří soustavy s větším rozdílem povrchových teplot. V roce 2004 byly objeveny systémy typu H. (cs)
- Una 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. El prototipo de este grupo de variables es la estrella W Ursae Majoris, a quien deben su no (es)
- Une variable de type W Ursae Majoris est un type d'étoile variable binaire à éclipses. Ces étoiles sont des binaires serrées de type spectral F, G, ou K qui partagent une enveloppe commune de matière et sont donc en contact l'une à l'autre. Elles sont appelées binaires à contact car les deux étoiles se touchent et transfèrent de la masse et de l'énergie par la zone de connexion, bien que l'astronome R. E. Wilson estime que le terme « sur-contact » est plus approprié. W Ursae Majoris est le prototype de ce type de variable. (fr)
- A W Ursae Majoris variable, also known as a low mass contact binary, is a type of eclipsing binary variable star. These stars are close binaries of spectral types F, G, or K that share a common envelope of material and are thus in contact with one another. They are termed contact binaries because the two stars touch and transfer mass and energy through the connecting neck, although astronomer Robert E. Wilson argues that the term "overcontact" is more appropriate. W Ursae Majoris is the prototype of this class. (en)
- Una variabile W Ursae Majoris è un tipo di stella variabile ad eclisse. Si tratta cioè di una stella binaria in cui il piano orbitale delle due stelle si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche. La variabilità quindi non dipende da variazioni di luminosità intrinseche delle due stelle, ma dall'oscuramento reciproco delle due componenti. Le variabili W Ursae Majoris si distinguono dalle altre variabili ad eclisse (come le variabili Algol o le variabili Beta Lyrae) in quanto le due componenti sono talmente vicine che le loro superfici sono a contatto l'una con l'altra. Sono quindi denominate anche binarie a contatto in quanto le due stelle condividono i loro strati più esterni, tanto che materia e calore vengono scambi (it)
- Een W Ursae Majoris-ster is een veranderlijke eclipserende dubbelster. Deze sterren zijn nauwe dubbelsterren met spectraalklassen F, G en K die een gezamenlijk omhulsel van materie delen. In het Engels worden zulke sterren contact binary genoemd. toonde aan dat deze sterren een periode-kleur eigenschap hebben. In 2012 publiceerden Terell, Gross en Cooney een kleurenonderzoek van 606 W Uma-dubbelsterren in het Johnson-Cousins fotometrisch systeem. is het prototype van dit type dubbelstersysteem. (nl)
- 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 приведено достаточно детальн (ru)
|
