Жұлдыздардың W Ursae Majoris типі – жарық өзгеретін екі жұлдызды жүйе. Бұл жұлдыздар бір-бірімен жанасып, масса мен энергия алмасады. Астрономия, жұлдызды жүйелер.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Кіріспе
W Ursae Majoris түрлендіргіші, сондай-ақ төмен массалы жанасқан қосжұлдыз деп те аталады, – эклиптикалық қосжұлдыз түрлендіргішінің бір түрі. Бұл жұлдыздар F, G немесе K спектрлік типіндегі жақын қосжұлдыздар болып табылады, олар материалдың ортақ қабығымен бөліседі және осылайша бір-бірімен жанасады. Олар жанасқан қосжұлдыздар деп аталады, себебі екі жұлдыз бір-біріне жанасып, масса мен энергияны байланыстыратын мойын арқылы алмасады, дегенмен астроном Роберт Э. Уилсон «артық жанасқан» термині орындырақ деп санайды. [[Файл:WUMaLightCurve.png|thumb|left|W Ursae Majoris класының прототипі үшін жарық қисығы, TESS деректері бойынша сызылған]] W UMa типіндегі қосжұлдыздар Күннен ыстық екі жұлдыздан тұрады, олардың спектрлік түрлері A немесе F, ал периоды 0,4-тен 0,8 күнге дейін. W типтері G немесе K спектрлік типінде суық жұлдыздардан тұрады және 0,22-ден 0,4 күнге дейінгі қысқа периодтарға ие. Компоненттердің беттік температурасының айырмашылығы бірнеше жүз Кельвиннен кем. 1978 жылы жаңа субкласс енгізілді: B типі. B типтерінде беттік температураның айырмашылығы үлкен. 2004 жылы Сзилард Цизмадия және Петер Клагивик жоғары массалық қатынасы бар (H) жүйелерді тапты. H типтерінің массалық қатынасы (= (екінші жұлдыздың массасы)/(бірінші жұлдыздың массасы)) артық, және оларда қосымша бұрыштық импульс бар. Олин Дж. Эгген бұл жұлдыздардың период-түс қатынасын (қысқа периодты жүйелер қызыл түсті) алғаш рет көрсетті. 2012 жылы Террелл, Гросс және Куни Джонсон-Казинс фотометриялық жүйесінде 606 W UMa жүйесінің түс туралы зерттеуін жариялады. Олардың жарық қисықтары классикалық эклиптикалық қосжұлдыздардан ерекшеленеді, дискретті тұтылулардың орнына тұрақты эллипсоидты өзгеріске ұшырайды. Бұл жұлдыздардың бір-біріне гравитациялық деформацияға ұшырауынан және жұлдыздардың проекцияланған ауданы үнемі өзгеруінен туындайды. Жарықтық минимумның тереңдігі әдетте бірдей, себебі екі жұлдыздың да беттік температурасы шамалы ғана ерекшеленеді. W Ursae Majoris – бұл кластың прототипі.
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. [[File:WUMaLightCurve. png|thumb|left|A light curve for W Ursae Majoris, the class prototype, plotted from TESS data 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. Designation (name) Constellation DiscoveryApparent magnitude (Maximum)Apparent magnitude (Minimum)Range of magnitude Period Spectral types(eclipsing components)Comment AB And Andromeda 10.40 11.27 0.87 0.3319 d G5 G5V S Ant Antlia H. M. Paul, 1891 6.27 6.83 0.56 0.6483489 dA9VA9V 44 (or i) Boo B Boötes 5.8 6.4 0.6 0.2678159 d G2V G2V Triple system, A being non variableTU BooBoötes 11.812.50.7 0.324 d VW Cep Cepheus 7.23 7.68 0.45 0.278 dG5K0Ve WZ Cep Cepheus 11.4 12.0 0.6 0.41744 dF5 Possible triple system ε CrA Corona Australis 4.74 5.0 0.26 0.5914264 d SX Crv Corvus 8.99 9.25 0.26 0.32 dF7V? V1191 Cyg Cygnus 10.82 11.15 0.33 0.31 dF6VG5V V571 Dra Draco Barquin, 2018 14.43 14.77 0.34 0.428988 d XY Leo Leo 9.459.930.480.284 dK0V K0CE LeoLeo 11.812.60.80.303 d TV Pic Pictor Verschuren, 1987 7.37 7.53 0.16 0.85 dA2VA9 F0V Y Sex Sextans 9.81 10.23 0.42 0.42 d F3/5V[4] or F5/6V Possibly two substellar companions W UMa Ursa Major 7.75 8.48 0.73 0.3336 dF8Vp F8Vp Prototype, possible triple system
Белгілеу (атауы) Жұлдыздық шоқжұлдыз Анықталуы Көрінетін шамасы (максимум) Көрінетін шамасы (минимум) Шама диапазоны Периоды Спектрлік типтері (эклиптикалық компоненттер) Ескертулер
AB Андромеда 10.40 11.27 0.87 0.3319 күн G5 G5V S Ant Антлия H.M. Paul, 1891 6.27 6.83 0.56 0.6483489 күн A9V A9V 44 (немесе i) Boo B Boötes 5.8 6.4 0.6 0.2678159 күн G2V G2V Үштік жүйе, A өзгермейтін TU Boo Boötes 11.8 12.5 0.7 0.324 күн VW Cep Цефей 7.23 7.68 0.45 0.278 күн G5 K0Ve WZ Cep Цефей 11.4 12.0 0.6 0.41744 күн F5 Үштік жүйе болуы мүмкін ε CrA Corona Australis 4.74 5.0 0.26 0.5914264 күн SX Crv Corvus 8.99 9.25 0.26 0.32 күн F7V? V1191 Cyg Cygnus 10.82 11.15 0.33 0.31 күн F6V G5V V571 Dra Draco Barquin, 2018 14.43 14.77 0.34 0.428988 күн XY Leo Leo 9.45 9.93 0.48 0.284 күн K0V K0CE Leo Leo 11.8 12.6 0.8 0.303 күн TV Pic Pictor Verschuren, 1987 7.37 7.53 0.16 0.85 күн A2V A9 F0V Y Sex Sextans 9.81 10.23 0.42 0.42 күн F3/5V[4] немесе F5/6V Мүмкін екі жұлдыздық серік W UMa Ursa Major 7.75 8.48 0.73 0.3336 күн F8Vp F8Vp Үштік жүйе болуы мүмкін
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. [[File:WUMaLightCurve. png|thumb|left|A light curve for W Ursae Majoris, the class prototype, plotted from TESS data 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. Designation (name) Constellation DiscoveryApparent magnitude (Maximum)Apparent magnitude (Minimum)Range of magnitude Period Spectral types(eclipsing components)Comment AB And Andromeda 10.40 11.27 0.87 0.3319 d G5 G5V S Ant Antlia H. M. Paul, 1891 6.27 6.83 0.56 0.6483489 dA9VA9V 44 (or i) Boo B Boötes 5.8 6.4 0.6 0.2678159 d G2V G2V Triple system, A being non variableTU BooBoötes 11.812.50.7 0.324 d VW Cep Cepheus 7.23 7.68 0.45 0.278 dG5K0Ve WZ Cep Cepheus 11.4 12.0 0.6 0.41744 dF5 Possible triple system ε CrA Corona Australis 4.74 5.0 0.26 0.5914264 d SX Crv Corvus 8.99 9.25 0.26 0.32 dF7V? V1191 Cyg Cygnus 10.82 11.15 0.33 0.31 dF6VG5V V571 Dra Draco Barquin, 2018 14.43 14.77 0.34 0.428988 d XY Leo Leo 9.459.930.480.284 dK0V K0CE LeoLeo 11.812.60.80.303 d TV Pic Pictor Verschuren, 1987 7.37 7.53 0.16 0.85 dA2VA9 F0V Y Sex Sextans 9.81 10.23 0.42 0.42 d F3/5V[4] or F5/6V Possibly two substellar companions W UMa Ursa Major 7.75 8.48 0.73 0.3336 dF8Vp F8Vp Prototype, possible triple system