Zmienna W Ursae Majoris

Schemat zmiennej W Ursae Majoris o stosunku mas równym 3. Obie gwiazdy (obszary wypełnione) przepełniają swoje płaty Roche'a (zaznaczone czarnymi liniami).

A W Ursae Majoris , znana również jako niskomasowy układ podwójny kontaktowy , jest typem zaćmieniowej gwiazdy zmiennej podwójnej . Gwiazdy te są bliskimi układami podwójnymi typów widmowych F, G lub K, które mają wspólną otoczkę materii i dlatego stykają się ze sobą. Nazywa się je układami podwójnymi kontaktowymi , ponieważ dwie gwiazdy stykają się i przenoszą masę i energię przez łączącą się szyję, chociaż astronom Robert E. Wilson twierdzi, że termin „nadmierny kontakt” jest bardziej odpowiedni.

Krzywa jasności dla W Ursae Majoris, prototypu klasy, wykreślona z danych TESS

Klasa dzieli się na dwie podklasy: typ A i typ W. Układy podwójne W UMa typu A składają się z dwóch gwiazd, które są gorętsze od Słońca, mają typy widmowe A lub F i okresy od 0,4 do 0,8 dnia. Typy W mają chłodniejsze typy widmowe G lub K i krótsze okresy od 0,22 do 0,4 dnia. Różnica temperatur powierzchni elementów jest mniejsza niż kilkaset kelwinów . W 1978 roku wprowadzono nową podklasę: typ B. Typy B mają większą różnicę temperatur powierzchni. W 2004 roku Szilárd Csizmadia i Peter Klagyivik odkryli systemy H (o wysokim stosunku masy). Typy H mają wyższy stosunek masy niż ${\ Displaystyle q = 0,72}$ ( ${\ Displaystyle q}$ = (masa drugorzędna) / (masa pierwotnego)} i mają dodatkowy moment pędu .

Olin J. Eggen po raz pierwszy wykazał, że gwiazdy te są zgodne z zależnością okres-kolor (systemy o krótszym okresie są bardziej czerwone) . W 2012 roku Terrell , Gross i Cooney opublikowali przegląd kolorów systemów 606 W UMa w systemie fotometrycznym Johnson -Cousins .

Ich krzywe blasku różnią się od krzywych blasku klasycznych układów podwójnych zaćmieniowych , podlegając stałej elipsoidalnej zmianie, a nie dyskretnym zaćmieniom . Dzieje się tak, ponieważ gwiazdy są wzajemnie odkształcane grawitacyjnie, a zatem rzutowany obszar gwiazd stale się zmienia. Głębokości minimów jasności są zwykle równe, ponieważ obie gwiazdy mają prawie takie same temperatury powierzchniowe .

W Ursae Majoris jest prototypem tej klasy.

Oznaczenie (nazwa)	Konstelacja	Odkrycie	Pozorna wielkość (maksymalna)	Pozorna wielkość (minimalna)	Zakres wielkości	Okres	Typy widmowe (komponenty zaćmieniowe)		Komentarz
Zespół	Andromeda		10.40	11.27	0,87	0,3319 d	G5	G5V
S Ant	Antlia	HMPaul, 1891	6.27	6.83	0,56	0,6483489 d	A9V	A9V
44 (lub i) Boo B	buty		5.8	6.4	0,6	0,2678159 d	G2V	G2V	System potrójny, A będąc niezmiennym
TU Boo	buty		11.8	12,5	0,7	0,324 d
VW Cep	Cefeusz		7.23	7,68	0,45	0,278 dł	G5	K0Ve
WZ Cep	Cefeusz		11.4	12.0	0,6	0,41744 d	F5		Możliwy system potrójny
ε CrA	Korona Australijska		4.74	5.0	0,26	0,5914264 d
SX Crv	Korvus		8,99	9.25	0,26	0,32 d	F7V	?
V1191 cyg	Gwiazdozbiór Łabędzia		10.82	11.15	0,33	0,31 d	F6V	G5V
V571 Dra	Draco	Barquin, 2018	14.43	14.77	0,34	0,428988 d
XY Lew	Lew		9.45	9,93	0,48	0,284 d	K0V	K0
CE Lew	Lew		11.8	12.6	0,8	0,303 d
Telewizor Fot	obraz	Verschuren, 1987	7.37	7.53	0,16	0,85 dł	A2V	A9-F0V
Seks	Sekstany		9.81	10.23	0,42	0,42 d	F3/5V[4] lub F5/6V		Prawdopodobnie dwóch podgwiezdnych towarzyszy
W UM	Wielka Niedźwiedzica		7,75	8.48	0,73	0,3336 d	F8Vp	F8Vp	Prototyp, możliwy system potrójny