큰곰자리 W형 변광성
W Ursae Majoris variable
저질량 접촉 쌍성으로 알려진 큰곰자리 W형 변광성은 일식 쌍성 중 하나입니다.이 별들은 스펙트럼 유형 F, G 또는 K의 근접 쌍성으로 물질의 공통 외피를 공유하며 서로 접촉한다.천문학자 로버트 E가 질량과 에너지를 연결 목을 통해 접촉하고 전달하기 때문에 접촉 쌍성이라고 불립니다.윌슨은 "과접촉"이라는 용어가 더 [1]적절하다고 주장한다.
클래스는 다음 2개의 서브 클래스로 나뉩니다.A타입과 W타입.[3]A형 W UMa 쌍성은 태양보다 뜨겁고 분광형은 A형 또는 F형이며 주기는 0.4일에서 0.8일 사이이다.W형은 G 또는 K의 더 차가운 스펙트럼 타입을 가지며 0.22일에서 0.4일의 짧은 주기를 가진다.구성 요소의 표면 온도 차이는 수백 켈빈 미만입니다.1978년에 새로운 서브클래스 B타입이 도입되었습니다.B타입은 표면온도차가 크다.2004년에 Szilarrd Csizmadia와 Peter Klagyivik에 의해 H(고질량비) 시스템이 발견되었다.[4] H-타입의 0.72( displaystyle = (2차 질량)/ (1차 질량)보다 높고, 여분의 각운동량을 가집니다.
이 별들은 올린 J. 에겐에 [5]의해 주기-색깔 관계(짧은 주기 체계가 더 붉음)를 따른다는 것을 처음으로 증명했다.2012년, Terrell, Gross 및 Cooney는 Johnson-Cusins 광도 [6]측정 시스템의 606 W UMA 시스템에 대한 색상 조사를 발표했습니다.
이들의 광도곡선은 전형적인 일식쌍성의 광도곡선과는 다르며 이산일식이 아닌 지속적인 타원형 변화를 겪습니다.이는 별들이 서로 중력에 의해 왜곡되고, 따라서 별들의 투영 면적이 끊임없이 변화하기 때문입니다.두 별의 표면 온도가 거의 같기 때문에 밝기 최소의 깊이는 보통 동일합니다.
W Ursae Majoris가 이 클래스의 원형입니다.
| 지정(이름) | 콘스텔레이션 | 검출 | 겉보기 등급(최대)[a] | 겉보기 등급(최소)[a] | 진도 범위 | 기간 | 스펙트럼형 (접속 컴포넌트) | 댓글 | |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| AB And | 안드로메다 | 10.40 | 11.27 | 0.87 | 0.3319 d | G5 | G5V | ||
| S 개미 | 앤틀리아 | H.M. 폴, 1891년 | 6.27 | 6.83 | 0.56 | 0.6483489 d | A9V | A9V | |
| 44(또는 i) Bu B | 부테 | 5.8 | 6.4 | 0.6 | 0.2678159 d | G2V | G2V | 트리플 시스템, A는 비변수 | |
| 투부 | 부테 | 11.8 | 12.5 | 0.7 | 0.324 d | ||||
| VW Cep | 케페우스 | 7.23 | 7.68 | 0.45 | 0.278 d | G5 | K0Ve | ||
| WZ Cep | 케페우스 | 11.4 | 12.0 | 0.6 | 0.41744 d | F5 | 가능한 트리플 시스템 | ||
| § CrA | 코로나 오스트랄리스 | 4.74 | 5.0 | 0.26 | 0.5914264 d | ||||
| SX Crv | 코르부스 | 8.99 | 9.25 | 0.26 | 0.32 d | F7V | ? | ||
| V1191 사이그 | 백조류 | 10.82 | 11.15 | 0.33 | 0.31 d | F6V | G5V | ||
| V571 Dra | 드라코 | 바킨, 2018년 | 14.43 | 14.77 | 0.34 | 0.428988 d | |||
| XY 사자자리 | 레오 | 9.45 | 9.93 | 0.48 | 0.284 d | K0V | K0 | ||
| CE 레오 | 레오 | 11.8 | 12.6 | 0.8 | 0.140 d | ||||
| TV 사진 | 픽토르 | Verschuren, 1987년 | 7.37 | 7.53 | 0.16 | 0.85 d | A2V | A9-F0V | |
| Y섹스 | 육탄 | 9.81 | 10.23 | 0.42 | 0.42 d | F3/5V[4] 또는 F5/6V | 아마도 두 개의 별 아래 동료가 | ||
| WUMA | 큰곰자리 | 7.75 | 8.48 | 0.73 | 0.336 d | F8Vp | F8Vp | 시제품, 가능한 트리플 시스템 | |
메모들
레퍼런스
- ^ Wilson, R. E. (2001). "Binary Star Morphology and the Name Overcontact". Information Bulletin on Variable Stars. 5076: 1. Bibcode:2001IBVS.5076....1W.
- ^ "MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes". Space Telescope Science Institute. Retrieved 8 December 2021.
- ^ Remeis-Sternwarte (1965). "Veraenderlichen Colloquium : 3 : 1965". Kleine Veroeffentlichungen der Remeis-Sternwarte Bamberg. Bibcode:1965veco.conf.....R.
- ^ Sz. Csizmadia and P. Klagyivik (18 October 2004). "On the properties of contact binary stars". Astronomy and Astrophysics. 426 (3): 1001–1005. arXiv:astro-ph/0408049. Bibcode:2004A&A...426.1001C. doi:10.1051/0004-6361:20040430.
- ^ "Contact Binaries II". Memoirs of the Royal Astronomical Society. 70: 111. 1967. Bibcode:1967MmRAS..70..111E.
- ^ Terrell, Dirk; Gross, John; Cooney, Walter (2012). "A BVRCIC Survey of W Ursae Majoris Binaries". Astronomical Journal. 143 (4): 99. arXiv:1202.3111. Bibcode:2012AJ....143...99T. doi:10.1088/0004-6256/143/4/99. S2CID 118622542.
