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Osa Mayor variable

Esquema de una variable W Ursae Majoris con una relación de masas de 3. Ambas estrellas (las regiones rellenas) llenan sus lóbulos de Roche (encerrados por las líneas negras).

Una variable W Ursae Majoris , también conocida como binaria de contacto de baja masa , es un tipo de estrella variable binaria eclipsante . Estas estrellas son binarias cercanas de tipos espectrales F, G o K que comparten una envoltura común de material y, por lo tanto, están en contacto entre sí. Se denominan binarias de contacto porque las dos estrellas se tocan y transfieren masa y energía a través del cuello de conexión, aunque el astrónomo Robert E. Wilson sostiene que el término "sobrecontacto" es más apropiado. [1]

Una curva de luz para W Ursae Majoris, el prototipo de la clase, trazada a partir de datos TESS [2]

La clase se divide en dos subclases: tipo A y tipo W. [3] Los sistemas binarios W UMa de tipo A están compuestos por dos estrellas, ambas más calientes que el Sol, que tienen tipos espectrales A o F y períodos de 0,4 a 0,8 días. Los tipos W tienen tipos espectrales más fríos de G o K y períodos más cortos de 0,22 a 0,4 días. La diferencia entre las temperaturas superficiales de los componentes es inferior a varios cientos de kelvin . En 1978 se introdujo una nueva subclase: tipo B. Los tipos B tienen una diferencia de temperatura superficial mayor. En 2004, Szilárd Csizmadia y Peter Klagyivik descubrieron los sistemas H (alta relación de masas). [4] Los tipos H tienen una relación de masas mayor que ( = (masa del secundario)/(masa del primario)) y tienen un momento angular adicional .

Olin J. Eggen fue el primero en demostrar que estas estrellas siguen una relación período-color (los sistemas de período más corto son más rojos) . [5] En 2012, Terrell , Gross y Cooney publicaron un estudio de color de 606 sistemas W UMa en el sistema fotométrico Johnson -Cousins . [6]

Sus curvas de luz difieren de las de las binarias eclipsantes clásicas , ya que experimentan una variación elipsoidal constante en lugar de eclipses discretos . Esto se debe a que las estrellas están distorsionadas gravitacionalmente entre sí y, por lo tanto, el área proyectada de las estrellas cambia constantemente. Las profundidades de los mínimos de brillo suelen ser iguales porque ambas estrellas tienen temperaturas superficiales casi iguales .

W Ursae Majoris es el prototipo de esta clase.

Notas

  1. ^ ab (magnitud visual, a menos que esté marcado (B) (= azul) o (p) (= fotográfico))

Referencias

  1. ^ Wilson, RE (2001). "Morfología de estrellas binarias y el nombre de sobrecontacto". Boletín informativo sobre estrellas variables . 5076 : 1. Código Bibliográfico :2001IBVS.5076....1W.
  2. ^ "MAST: Archivo Barbara A. Mikulski para telescopios espaciales". Instituto Científico del Telescopio Espacial . Consultado el 8 de diciembre de 2021 .
  3. ^ Remeis-Sternwarte (1965). "Coloquio Veraenderlichen: 3: 1965". Kleine Veroeffentlichungen der Remeis-Sternwarte Bamberg . Código Bib : 1965veco.conf.....R.
  4. ^ Sz. Csizmadia y P. Klagyivik (18 de octubre de 2004). "Sobre las propiedades de las estrellas binarias de contacto". Astronomía y Astrofísica . 426 (3): 1001–1005. arXiv : astro -ph/0408049 . doi : 10.1051 /0004-6361:20040430 .
  5. ^ "Binarias de contacto II". Memorias de la Royal Astronomical Society . 70 : 111. 1967. Bibcode :1967MmRAS..70..111E.
  6. ^ Terrell, Dirk; Bruto, Juan; Cooney, Walter (2012). "Una encuesta de BVR C I C de binarios W Ursae Majoris". Revista Astronómica . 143 (4): 99. arXiv : 1202.3111 . Código Bib : 2012AJ....143...99T. doi :10.1088/0004-6256/143/4/99. S2CID  118622542.

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