W Ursae Majoris - W Ursae Majoris
Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Majorka |
Správný vzestup | 09h 43m 45.4705s[1] |
Deklinace | +55h 57m 09.0667s[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 7.90[2] (7.75–8.48) |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | F8Vp + F8Vp[3] |
U-B barevný index | +0.08[2] |
B-V barevný index | +0.66[2] |
Variabilní typ | W UMa |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | −46[4] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: 17.150±0.049[1] mas /rok Prosinec: −29.226±0.050[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 19.2775 ± 0.0334[1] mas |
Vzdálenost | 169.2 ± 0.3 ly (51.87 ± 0.09 ks ) |
Obíhat[5] | |
Doba (P) | 0,3336 dní |
Poloviční hlavní osa (A) | 2.443 R☉[6] |
Sklon (i) | 86.0° |
Detaily | |
Hmotnost | 1.190 / 0.570[5] M☉ |
Poloměr | 1.084 / 0.775[6] R☉ |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 144.40 ± 6.52[7] km / s |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | Systém |
A | |
B |
W Ursae Majoris (W UMa) je proměnné označení hvězdy pro binární hvězda systém v severní konstelaci Majorka. Má zdánlivá vizuální velikost asi 7,9,[2] který je příliš slabý na to, aby byl viditelný pouhým okem. Lze jej však sledovat malým dalekohledem.[8] Paralaxa měření ji umístí na vzdálenost zhruba 169světelné roky (52 parsecs ) z Země.[1]
V roce 1903 bylo podle německých astronomů zjištěno, že se svítivost tohoto systému mění Gustav Müller a Paul Kempf. Od té doby se stal prototypem a eponym pro třídu proměnné hvězdy volala Proměnné W Ursae Majoris.[9] Tento systém se skládá z dvojice hvězd na těsné kruhové dráze s a doba 0,3336 dní nebo osm hodin a 23 sekund.[5] Během každého orbitálního cyklu každá hvězda zatmění druhý, což má za následek snížení velikosti. Maximální velikost páru je 7,75 mag. Během zatmění primární energie poklesla čistá velikost o 0,73 mag, zatímco zatmění sekundární způsobilo pokles o 0,68 mag.[10]
Obě hvězdy ve W Ursae Majoris jsou tak blízko u sebe, že jejich vnější obálky jsou v přímém kontaktu, což z nich dělá kontakt binární Systém. Ve výsledku mají stejné hvězdná klasifikace F8Vp, který odpovídá spektrum a hlavní sekvence hvězda, která generuje energii prostřednictvím jaderná fůze vodíku. Primární složka má však větší hmotnost a poloměr než sekundární, s 1,19násobkem Hmota Slunce a 1,08násobek Poloměr Slunce. Sekundární má 0,57 slunečních hmot a 0,78 slunečních poloměrů.[5][6]
Oběžná doba systému se od roku 1903 změnila, což může být výsledkem přenosu hmoty nebo brzdných účinků magnetických polí. Na povrchu hvězd byly pozorovány hvězdné skvrny a byly detekovány silné emise rentgenového záření, což naznačuje vysokou hladinu magnetická aktivita to je společné pro proměnné W UMa. Tato magnetická aktivita může hrát roli při regulaci načasování a rozsahu přenosu hmoty.[9]
W Ursae Majoris má společenskou hvězdu 12. velikosti s označením ADS 7494B. Mohou se pohybovat společně vesmírem.[11]
Reference
- ^ A b C d E F Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
- ^ A b C d Eggen, O. J. (září 1963), „Tříbarevná fotometrie komponent ve 228 širokých dvojitých a vícenásobných systémech“, Astronomický deník, 68: 483–514, Bibcode:1963AJ ..... 68..483E, doi:10.1086/109000
- ^ A b „W UMa - Spectroscopic binary“, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, vyvoláno 2012-01-12
- ^ Wilson, Ralph Elmer (1953), „Obecný katalog hvězdných radiálních rychlostí“, Publikace Carnegie Institute ve Washingtonu D.C., Washington: Carnegie Institution of Washington, Bibcode:1953GCRV..C ...... 0W
- ^ A b C d Bilir, S .; et al. (Únor 2005), „Kinematika dvojhvězd typu W Ursae Majoris a důkazy o dvou typech formace“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 357 (2): 497–517, arXiv:astro-ph / 0411291, Bibcode:2005MNRAS.357..497B, doi:10.1111 / j.1365-2966.2005.08609.x, S2CID 16274339
- ^ A b C Gazeas, K .; Stȩpień, K. (listopad 2008), „Moment hybnosti a hromadný vývoj kontaktních binárních souborů“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 390 (4): 1577–1586, arXiv:0803.0212, Bibcode:2008MNRAS.390.1577G, doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13844.x, S2CID 14661232
- ^ White, Russel J .; Gabor, Jared M .; Hillenbrand, Lynne A. (červen 2007), „High-Dispersion Optical Spectra of Sunday Stars Younger Than the Sun“, Astronomický deník, 133 (6): 2524–2536, arXiv:0706.0542, Bibcode:2007AJ .... 133,2524 W., doi:10.1086/514336, S2CID 122854
- ^ Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L. (2003), Kompletní příručka amatérské astronomie: Nástroje a techniky pro astronomická pozorování, Astronomy Series, Courier Dover Publications, s. 1. 9, ISBN 0-486-42820-6
- ^ A b Morgan, N .; Sauer, M .; Guinan, E. (1997), „New Light Curves and Period Study of the Contact Binary W Ursae Majoris“, Informační bulletin o proměnných hvězdách, 4517: 1, Bibcode:1997IBVS.4517 .... 1M
- ^ Malkov, O. Yu .; et al. (Únor 2006), "Katalog zákrytových proměnných" (PDF), Astronomie a astrofyzika, 446 (2): 785–789, Bibcode:2006 A & A ... 446..785M, doi:10.1051/0004-6361:20053137
- ^ Rucinski, S. M .; Lu, W.-X .; Shi, J. (září 1993), "Funkce rozšíření spektrální řady binárních souborů typu W UMa. III - W UMa", Astronomický deník, 106 (3): 1174–1180, Bibcode:1993AJ .... 106.1174R, doi:10.1086/116716