| dbo:abstract
|
- Els estels variables W Virginis són un tipus de estels variables pulsants similars a les cefeides. Igual que altres cefeides, mostren una relació entre el seu període i la seva lluminositat, però diferent al de les cefeides clàssiques com δ Cephei o η Aquilae. A diferència d'aquests són estels de Població II i per tant tenen una metal·licitat menor que la del Sol. Igualment, les seves amplituds, les seves corbes de llum, les seves característiques espectrals i les seves corbes de velocitat radial són diferents. Típicament tenen 1,5 magnituds menys que les cefeides clàssiques però són més lluminoses que les variables RR Lyrae. La seva massa és inferior a la massa solar, per la qual cosa estan clarament en un estat evolutiu diferent. Tenen períodes d'aproximadament 10 - 20 dies i són comuns en cúmuls globulars i en l'halo galàctic, si bé també poden trobar-se en altres zones de les galàxies. El seu màxim exponent, i que ha donat nom al grup, és l'estrella W Virginis. (ca)
- متغيرات العذراء W (بالإنجليزية: W Virginis variables) صنف فرعي من النجوم المتغيرة القيفاوية ينتمي إلى المتغيرات القيفاوية النوع الثاني، التي تملك فترة نبضية بين 10-20 يوم، وبمرتبة طيفية بين F6-K2. تم تصنيفهم للمرة الأولى كصنف مختلف عن المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية من قبل فالتر بادي سنة 1942 في دراسة عن القيفاويات في مجرة أندروميدا والتي توصلت إلى أن النجوم في تلك المجرة كانت من جمهرتين. (ar)
- Las estrellas variables W Virginis son un tipo de estrellas variables pulsantes similares a las cefeidas. Al igual que otras cefeidas, muestran una relación entre su período y su luminosidad, pero diferente al de las cefeidas clásicas como δ Cephei o η Aquilae.A diferencia de éstas son estrellas de Población II y por tanto tienen una metalicidad menor que la del Sol. Igualmente, sus amplitudes, sus curvas de luz, sus características espectrales y sus curvas de velocidad radial son diferentes. Típicamente tienen 1,5 magnitudes menos que las cefeidas clásicas pero son más luminosas que las variables RR Lyrae. Su masa es inferior a la masa solar, por lo que están claramente en un estado evolutivo diferente. Tienen períodos de aproximadamente 10 - 20 días y son comunes en cúmulos globulares y en el halo galáctico, si bien también pueden encontrarse en otras zonas de las galaxias. Su máximo exponente, que ha dado nombre al grupo, es la estrella W Virginis. (es)
- Une (étoile) variable de type W Virginis est une étoile variable similaire à une céphéide. Cependant, l'utilisation de la formule des céphéides pour calculer leur distance conduira à une valeur trop faible, une erreur que fit Edwin Hubble en observant M31. Les étoiles de type W Virginis diffèrent des céphéides car ce sont des étoiles de population II qui possèdent une plus faible métallicité que le Soleil. Leur luminosité est, en moyenne, plus faible que celle des vraies Céphéides (environ 1,5 magnitude). Leur période est comprise entre 1 et 60 jours. Elles sont également appelées « céphéides de type II ». (fr)
- Una variabile W Virginis è un tipo di stella variabile. Storicamente quello di "variabile W Virginis" era un altro nome per le cefeidi di tipo II, ma oggi si ritiene che esse siano solo una delle tre sottoclassi in cui le cefeidi di tipo II si dividono, essendo le altre due le variabili BL Herculis e le variabili RV Tauri. Come le altre cefeidi di tipo II, le variabili W Vir esibiscono una relazione fra la luminosità assoluta della stella e la durata del suo periodo di pulsazione. Tuttavia, dato un certo periodo, le variabili W Vir e le altre cefeidi di tipo II, sono meno luminose delle loro cugine, cefeidi classiche, di 1,6 magnitudini. Come le altre cefeidi di tipo II, inoltre, le W Vir si distinguono dalle cefeidi classiche per essere stelle di popolazione II, pertanto stelle molto vecchie, povere di metalli e presenti soprattutto nell'alone galattico e negli ammassi globulari. Le variabili W Vir si distinguono dalle altre cefeidi di tipo II soprattutto per il loro periodo di variazione, che è compreso fra i 10 e i 20 giorni. Le BL Her hanno, invece, un periodo più breve, compreso fra 1 e 7 giorni, mentre le RV Tau hanno un periodo più lungo, maggiore di 20 giorni. Queste sottoclassi rappresentano anche tre diversi periodi dell'evoluzione di questo tipo di stelle: le variabili BL Her sono stelle recentemente fuoriuscite dal ramo orizzontale. Le variabili W Vir sono stelle appartenenti al ramo asintotico delle giganti (AGB). Infine, le variabili RV Tau sono stelle in uno stato di evoluzione più avanzato, ossia nella fase post-AGB. Le variabili W Vir sono quindi stelle giganti, di massa medio-piccola (0,5 – 0,6 M☉), che hanno pienamente sviluppato un nucleo degenere di carbonio e ossigeno e in cui le reazioni nucleari avvengono in due gusci sovrastanti il nucleo, quello più interno composto da elio, quello più esterno da idrogeno. Le pulsazioni a cui la stella va incontro sono probabilmente dovute a instabilità termiche che interessano i due gusci nei quali avvengono le reazioni di fusione. (it)
- W Virginis variables are a subclass of Type II Cepheids which exhibit pulsation periods between 10–20 days, and are of spectral class F6 – K2. They were first recognized as being distinct from classical Cepheids by Walter Baade in 1942, in a study of Cepheids in the Andromeda Galaxy that proposed that stars in that galaxy were of two populations. (en)
- 처녀자리 W형 변광성(다른 말로 II형 세페이드 변광성이라고 부르기도 한다)은 세페이드 변광성과 비슷한 변광성의 일종이다. 이들은 항성종족 II에 속하는 별들로 우리 태양보다 중원소 함량이 적다. 밝기는 평균적으로 전형적인 세페이드 변광성보다 약 1.5등급 정도 어둡다. 밝기 변화 주기는 1일에서 60일 사이이다. 처녀자리 W형 변광성까지의 거리를 구하는 데 쓰는 공식을 세페이드 변광성에 적용하면 거리값이 지나치게 작게 나온다. 에드윈 허블이 안드로메다 은하를 관측하면서 이와 같은 실수를 저질렀다. (ko)
- おとめ座W型変光星(W Virginis variable)は、II型ケフェイド変光星のうち脈動周期が10日から20日のサブクラスである。スペクトル型はF6からK2である。 1942年にアンドロメダ銀河のケフェイド変光星を研究していたウォルター・バーデが初めてケフェイド変光星とは別の分類であることに気付いた。 (ja)
- Gwiazdy typu W Virginis – gwiazdy zmienne pulsujące, podobne do cefeid (czasem zwane cefeidami typu II), należące do typów widmowych od F6 do K2. Podobnie jak u cefeid, u W Virginis obserwowana jest silna zależność między jasnością absolutną a okresem zmienności, jednak przy tym samym okresie gwiazdy typu W Virginis są o około 1,5 wielkości gwiazdowej słabsze niż cefeidy. Jest to związane z niższą masą i metalicznością (zawartością pierwiastków cięższych od helu) u gwiazd typu W Virginis, które należą do tzw. II populacji gwiazd. Gwiazdy typu W Virginis wykazują zmiany jasności w zakresie 0,3 – 1,2 magnitudo z okresem od 0,8 do ok. 30 dni. Wyróżnia się dwa podtypy:
* CWA – o okresie dłuższym niż ok. 8 dni (klasa W Virginis)
* CWB – o okresie krótszym niż ok. 8 dni (klasa BL Herculis) Ponadto podobne gwiazdy o okresie pulsacji powyżej ok. 30 dni zalicza się do typu RV Tauri. Problemy z odróżnianiem gwiazd typu W Virginis od cefeid były powodem początkowej znacznej niedokładności wyznaczania wartości stałej Hubble’a metodą świec standardowych. Dopiero w 1942 roku Walter Baade, na podstawie badań cefeid w Galaktyce Andromedy, zaproponował, by obserwowane w tej galaktyce gwiazdy zmienne (cefeidy) zaliczyć do dwóch populacji. W wyniku dalszych badań potwierdzono, że jest uzasadnione uznanie tego typu gwiazd za odrębny od klasycznych cefeid. (pl)
- Переменные типа W Девы — пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики с периодами примерно от 0,8 до 35 дней и амплитудами от 0,3m до 1,2m. Характеризуются зависимостью период-светимость, отличающейся от аналогичной зависимости для переменных типа δ Цефея. При одинаковом периоде переменные типа W Девы на 0,7—2m слабее переменных типа δ Цефея. Кривые блеска переменных типа W Девы отличаются от кривых блеска цефеид соответствующих периодов либо амплитудой, либо наличием горбов на нисходящей ветви, перерастающих иногда в широкий плоский максимум. Встречаются в старых шаровых скоплениях и на высоких галактических широтах. Делятся на подтипы:
* CWA — переменные типа W Девы с периодами больше 8 дней (W Девы);
* CWB — переменные типа W Девы с периодами меньше 8 дней (BL Геркулеса). По традиции переменные типов W Девы нередко также называют цефеидами, так как часто (при периодах от 3 дней до 10 дней) по виду кривой блеска бывает невозможно отличить переменные этих типов друг от друга. Однако в действительности это совершенно разные объекты, находящиеся на разных этапах эволюции. Переменные типа W Девы принадлежат ко второму поколению звёзд (популяция II), то есть это старые звёзды с низкой металличностью. Одно из существенных спектральных отличий звезд типа W Девы от цефеид состоит в том, что в спектрах первых в некотором диапазоне фаз наблюдаются эмиссии в водородных линиях, а в спектрах цефеид — в линиях Н и К Ca II. Именно недооценка этих особенностей привела к тому, что Эдвин Хаббл неверно применил формулы для классических цефеид, чтобы оценить расстояние до Туманности Андромеды, тем самым занизив его. Прототипом этих переменных является W Девы. (ru)
- W Virginis-variabler är en underklass av typ II cepheider som har en pulseringsperiod på 10-20 dygn,och är av spektralklass F6-K2. Variabeltypen upptäcktes först av Walter Baade 1942, som noterade stjärnornas skillnad från den klassiska cepheiden i en studie av cepheider i Andromedagalaxen och angav att stjärnor i galaxen var av två populationer. (sv)
- W Virginis são uma classe de estrelas variáveis semelhante às estrelas Cefeidas. No entanto, usando a fórmula para as W Virginis variáveis para calcular a distância de uma cefeida, irá produzir um valor muito pequeno, um equívoco que Edwin Hubble fez enquanto observava a M31. Estrelas W Virginis diferem das Cefeidas porque são estrelas de População II e assim ter uma metalicidade menor do que nosso sol. Sua luminosidade é, em média, menor que a das Cefeidas clássicas, por volta de 1,5 de magnitude absoluta. O período varia entre 10 e 20 dias. (pt)
- 室女座W型變星（W Virginis variable）是第二型造父變星的一個子類，它是脈動周期在10至20天的第二星族星 ，並且光譜型介於F6至K2之間。 它們在1942年首度被沃爾特·巴德從傳統的造父變星中區分出來，他研究仙女座星系中的造父變星，認為並建議造父變星有兩種不同的類型。 (zh)
- Змінні типу W Діви, віргініди — це змінні зорі підкласу , які мають періоди пульсації між 10 та 20 днями та спектральний клас F6 – K2. Їх вперше відділив від класичних цефеїд Вальтер Бааде 1942 року в дослідженні цефеїд у галактиці Андромеди. Він припустив, що зорі в цій галактиці належать до двох різних поколінь. Прототипом цього підкласу змінних зірок є W Діви. (uk)
|
| rdfs:comment
|
- متغيرات العذراء W (بالإنجليزية: W Virginis variables) صنف فرعي من النجوم المتغيرة القيفاوية ينتمي إلى المتغيرات القيفاوية النوع الثاني، التي تملك فترة نبضية بين 10-20 يوم، وبمرتبة طيفية بين F6-K2. تم تصنيفهم للمرة الأولى كصنف مختلف عن المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية من قبل فالتر بادي سنة 1942 في دراسة عن القيفاويات في مجرة أندروميدا والتي توصلت إلى أن النجوم في تلك المجرة كانت من جمهرتين. (ar)
- W Virginis variables are a subclass of Type II Cepheids which exhibit pulsation periods between 10–20 days, and are of spectral class F6 – K2. They were first recognized as being distinct from classical Cepheids by Walter Baade in 1942, in a study of Cepheids in the Andromeda Galaxy that proposed that stars in that galaxy were of two populations. (en)
- 처녀자리 W형 변광성(다른 말로 II형 세페이드 변광성이라고 부르기도 한다)은 세페이드 변광성과 비슷한 변광성의 일종이다. 이들은 항성종족 II에 속하는 별들로 우리 태양보다 중원소 함량이 적다. 밝기는 평균적으로 전형적인 세페이드 변광성보다 약 1.5등급 정도 어둡다. 밝기 변화 주기는 1일에서 60일 사이이다. 처녀자리 W형 변광성까지의 거리를 구하는 데 쓰는 공식을 세페이드 변광성에 적용하면 거리값이 지나치게 작게 나온다. 에드윈 허블이 안드로메다 은하를 관측하면서 이와 같은 실수를 저질렀다. (ko)
- おとめ座W型変光星(W Virginis variable)は、II型ケフェイド変光星のうち脈動周期が10日から20日のサブクラスである。スペクトル型はF6からK2である。 1942年にアンドロメダ銀河のケフェイド変光星を研究していたウォルター・バーデが初めてケフェイド変光星とは別の分類であることに気付いた。 (ja)
- W Virginis-variabler är en underklass av typ II cepheider som har en pulseringsperiod på 10-20 dygn,och är av spektralklass F6-K2. Variabeltypen upptäcktes först av Walter Baade 1942, som noterade stjärnornas skillnad från den klassiska cepheiden i en studie av cepheider i Andromedagalaxen och angav att stjärnor i galaxen var av två populationer. (sv)
- W Virginis são uma classe de estrelas variáveis semelhante às estrelas Cefeidas. No entanto, usando a fórmula para as W Virginis variáveis para calcular a distância de uma cefeida, irá produzir um valor muito pequeno, um equívoco que Edwin Hubble fez enquanto observava a M31. Estrelas W Virginis diferem das Cefeidas porque são estrelas de População II e assim ter uma metalicidade menor do que nosso sol. Sua luminosidade é, em média, menor que a das Cefeidas clássicas, por volta de 1,5 de magnitude absoluta. O período varia entre 10 e 20 dias. (pt)
- 室女座W型變星（W Virginis variable）是第二型造父變星的一個子類，它是脈動周期在10至20天的第二星族星 ，並且光譜型介於F6至K2之間。 它們在1942年首度被沃爾特·巴德從傳統的造父變星中區分出來，他研究仙女座星系中的造父變星，認為並建議造父變星有兩種不同的類型。 (zh)
- Змінні типу W Діви, віргініди — це змінні зорі підкласу , які мають періоди пульсації між 10 та 20 днями та спектральний клас F6 – K2. Їх вперше відділив від класичних цефеїд Вальтер Бааде 1942 року в дослідженні цефеїд у галактиці Андромеди. Він припустив, що зорі в цій галактиці належать до двох різних поколінь. Прототипом цього підкласу змінних зірок є W Діви. (uk)
- Els estels variables W Virginis són un tipus de estels variables pulsants similars a les cefeides. Igual que altres cefeides, mostren una relació entre el seu període i la seva lluminositat, però diferent al de les cefeides clàssiques com δ Cephei o η Aquilae. A diferència d'aquests són estels de Població II i per tant tenen una metal·licitat menor que la del Sol. Igualment, les seves amplituds, les seves corbes de llum, les seves característiques espectrals i les seves corbes de velocitat radial són diferents. Típicament tenen 1,5 magnituds menys que les cefeides clàssiques però són més lluminoses que les variables RR Lyrae. La seva massa és inferior a la massa solar, per la qual cosa estan clarament en un estat evolutiu diferent. (ca)
- Las estrellas variables W Virginis son un tipo de estrellas variables pulsantes similares a las cefeidas. Al igual que otras cefeidas, muestran una relación entre su período y su luminosidad, pero diferente al de las cefeidas clásicas como δ Cephei o η Aquilae.A diferencia de éstas son estrellas de Población II y por tanto tienen una metalicidad menor que la del Sol. Igualmente, sus amplitudes, sus curvas de luz, sus características espectrales y sus curvas de velocidad radial son diferentes. Típicamente tienen 1,5 magnitudes menos que las cefeidas clásicas pero son más luminosas que las variables RR Lyrae. Su masa es inferior a la masa solar, por lo que están claramente en un estado evolutivo diferente. (es)
- Une (étoile) variable de type W Virginis est une étoile variable similaire à une céphéide. Cependant, l'utilisation de la formule des céphéides pour calculer leur distance conduira à une valeur trop faible, une erreur que fit Edwin Hubble en observant M31. Les étoiles de type W Virginis diffèrent des céphéides car ce sont des étoiles de population II qui possèdent une plus faible métallicité que le Soleil. Leur luminosité est, en moyenne, plus faible que celle des vraies Céphéides (environ 1,5 magnitude). Leur période est comprise entre 1 et 60 jours. (fr)
- Una variabile W Virginis è un tipo di stella variabile. Storicamente quello di "variabile W Virginis" era un altro nome per le cefeidi di tipo II, ma oggi si ritiene che esse siano solo una delle tre sottoclassi in cui le cefeidi di tipo II si dividono, essendo le altre due le variabili BL Herculis e le variabili RV Tauri. Come le altre cefeidi di tipo II, le variabili W Vir esibiscono una relazione fra la luminosità assoluta della stella e la durata del suo periodo di pulsazione. Tuttavia, dato un certo periodo, le variabili W Vir e le altre cefeidi di tipo II, sono meno luminose delle loro cugine, cefeidi classiche, di 1,6 magnitudini. Come le altre cefeidi di tipo II, inoltre, le W Vir si distinguono dalle cefeidi classiche per essere stelle di popolazione II, pertanto stelle molto vecc (it)
- Gwiazdy typu W Virginis – gwiazdy zmienne pulsujące, podobne do cefeid (czasem zwane cefeidami typu II), należące do typów widmowych od F6 do K2. Podobnie jak u cefeid, u W Virginis obserwowana jest silna zależność między jasnością absolutną a okresem zmienności, jednak przy tym samym okresie gwiazdy typu W Virginis są o około 1,5 wielkości gwiazdowej słabsze niż cefeidy. Jest to związane z niższą masą i metalicznością (zawartością pierwiastków cięższych od helu) u gwiazd typu W Virginis, które należą do tzw. II populacji gwiazd. Gwiazdy typu W Virginis wykazują zmiany jasności w zakresie 0,3 – 1,2 magnitudo z okresem od 0,8 do ok. 30 dni. Wyróżnia się dwa podtypy: (pl)
- Переменные типа W Девы — пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики с периодами примерно от 0,8 до 35 дней и амплитудами от 0,3m до 1,2m. Характеризуются зависимостью период-светимость, отличающейся от аналогичной зависимости для переменных типа δ Цефея. При одинаковом периоде переменные типа W Девы на 0,7—2m слабее переменных типа δ Цефея. Кривые блеска переменных типа W Девы отличаются от кривых блеска цефеид соответствующих периодов либо амплитудой, либо наличием горбов на нисходящей ветви, перерастающих иногда в широкий плоский максимум. Встречаются в старых шаровых скоплениях и на высоких галактических широтах. Делятся на подтипы: (ru)
|
