Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Зорі типу W Великої Ведмедиці або змінні типу W Великої Ведмедиці GCVS позначення EW це маломасивні короткоперіодичні фо

Змінні типу W Великої Ведмедиці

Змінні типу W Великої Ведмедиці

Зорі типу W Великої Ведмедиці, або змінні типу W Великої Ведмедиці, (GCVS-позначення: EW) — це маломасивні короткоперіодичні фотометричні подвійні, в яких обидві зорі заповнили свою порожнину Роша. Такі зорі оточені спільною оболонкою, яка обертається синхронно з рухом зір. Прототипом цього виду змінних є .

Огляд

Зорі типу W Великої Ведмедиці переважно мають спектральні класи від F до K, а їх компоненти — приблизно однакову яскравість за різної маси. Період обертання становить менше доби, й у більшості зір цього типу лежить між 0,22 та 0,8 доби. Амплітуда в видимому світлі становить менше 0,8 зоряних величин, а обидва мінімуми за яскравістю практично не відрізняються. Загальна маса подвійної системи типу W Великої Ведмедиці не перевищує 2,5 мас Сонця.

На відміну від дискретних кривих яскравості класичних затемнювано-подвійних зір, крива яскравості зорі типу W Великої Ведмедиці змінюється плавно та постійно. Це спричинено еліпсоїдальною формою зір системи, яка утворилася внаслідок взаємного гравітаційного викривлення близько розташованих зір. Однак, крива яскравості все ж повторюється не ідеально точно, за рахунок короткого періоду та конвективної передачі енергії при зоряній активності в оболонці. При цьому часто спостерігаються зоряні плями та спалахи (флери).

Характерним для зір типу W Великої Ведмедиці є незмінний показник кольору протягом усього періоду. Цю ознаку застосовують для відокремлення зір типу W Великої Ведмедиці від пульсуючих змінних, наприклад змінних типу δ Щита та змінних типу RR Ліри. Постійний показник кольору вказує на майже однакову температуру поверхні двох зір із різними масами. Це є порушенням , згідно з якою радіус та світність зорі визначається лише її масою та хімічним складом. За поточною теорією вважається, що подвійна зоря W Великої Ведмедиці має спільну оболонку і це призводить до однакової температури поверхні.

Зорі цього типу є поширеним типом змінних зір — у нашій Галактиці до нього належать близько 1% зір головної послідовності спектральних класів від F до K.

Масивніший компонент подвійної системи цього типу перебуває на головній послідовності, а компонент меншої маси має радіус до 7 разів більший, ніж у одиночної зорі тієї ж маси та хімічного складу. Збільшений діаметр може бути результатом конвективного переносу енергії від головної зорі на менший компонент.

Класифікація

Зорі типу W Великої Ведмедиці поділяють на два підтипи:

  • Підтип A: Масивніша з зір має більший радіус та вищу ефективну температуру, ніж другий компонент системи; обидві зорі мають температуру поверхні, вищу за сонячну, спектральний клас A або F та орбітальний період 0,4-0,8 доби;
  • Підтип W: Масивніша із зір має більший радіус та нижчу ефективну температуру; обидві зорі мають спектральні класи G або K та орбітальний період 0,22-0,4 доби;

Деякі дослідники пропонують виділити підтип H: системи, які мають співвідношення мас q = M1 / M2 більше за 0,72. У таких подвійних зорях передача енергії між двома компонентами є дуже неефективною.

Ефект О'Коннела

У багатьох контактних подвійних зір, і особливо — у зір типу W Великої Ведмедиці, спостерігається ефект О'Коннела, коли максимум кривої яскравості має різну величину (різниця становить до 0,1 зоряної величини). Асиметрія у зміні яскравості тим більша, чим більше витягнуті зорі та чим більше співвідношення їх радіусів. Ефект частково пояснюється наслідками гарячих спалахів між двома зорями при обміні масою, зоряними плямами на компонентах та наявністю кільця навколозоряної речовини довкола затемнювано-подвійних зір. Це супроводжується так званим W-феноменом — у більшості зір типу W Великої Ведмедиці глибший мінімум спостерігається, коли менший компонент затемнюється масивнішим. Явище пояснюється накопиченням зоряних плям на головному компоненті, через що середня температура його фотосфери стає нижчою, ніж у меншого компонента.

Еволюція

Зорі типу W Великої Ведмедиці та інші контактні системи не трапляються ні на ділянках зореутворення, ні в молодих розсіяних скупченнях. Натомість вони часто трапляються в старих розсіяних скупченнях віком більше 1 мільярда років та в старих кулястих скупченнях віком до 12 мільярдів років. Вважається, що контактні подвійні зорі виникають під час тривалого процесу т.зв. «магнітної втрати обертального моменту»: оскільки навіть у тих тісних подвійних зоряних системах, де зорі ще розділені, обертання зір пов'язане, тривалість обертання цих зір може бути лише однаковою з орбітальним періодом у декілька днів. Доки на поверхні пізньої зорі домінує конвективна передача енергії, утворюються глобальні магнітні поля. Речовина зоряного вітру іонізується, «вмерзає» в магнітному полі та мусить слідувати за обертанням зорі. Ця захоплена речовина зменшує обертальний момент подвійної системи, внаслідок чого відстань між двома зорями зменшується доти, доки вони не утворять спільну оболонку. У масивніших зорях типу W Великої Ведмедиці домінує ядерний розвиток — після вичерпання запасів водню у термоядерних процесах зоря розширюється, щоб зберегти гідростатичну рівновагу, і вступає в контакт із другим компонентом системи. Такий шлях розвитку характерний для зір типу W Великої Ведмедиці підтипу A. При обох шляхах еволюції, подвійні зоряні системи будуть контактувати та обмінюватися речовиною лише 10% характерної для них тривалості існування ~8 млрд.років. Співвідношення мас не може бути меншим 1/10.

Внаслідок постійного обміну речовиною та енергією між двома зорями системи в одній оболонці, загальний обертальний момент системи продовжує зменшуватись. Відповідно, зменшується й відстань між зорями, доки вони остаточно не зливаються. У процесі злиття тісної подвійної зоряної системи в одну зорю виділяється багато енергії, що спостерігається як . У випадку з було задокументовано змінність оболонки перед спалахом. Вважається, що в результаті яскравої червоної нової утворюється одна зоря, що швидко обертається й складається з речовини двох компонентів подвійної зорі-попередника. Такі зорі є змінними типу FK Волосся Вероніки чи блакитними приблудами.

Розподіл періодів

Розподіл орбітальних періодів таких контактних систем має максимум у 0,37 доби. Чим менший період, тим швидше падає кількість відомих зір такого типу, і на 2011 рік не було відомо жодної зорі такого типу з періодом, меншим 0,21 доби. Такий розподіл пояснюється наслідками нестабільної передачі мас — у такій тісній подвійній системі при втраті маси головною зорею її радіус зростає швидше, ніж межа Роша у подвійній системі. У результаті з наближенням до нижньої межі орбітального періоду відбувається експоненційне зростання масобміну. Це веде до швидкого злиття компонентів подвійної системи в одну зоря, яка швидко обертається.

Пошук контактних короткоперіодичних систем за допомогою експерименту SuperWASP показав, що лише 3 з 53 систем показують значне скорочення орбітального періоду. Це скорочення періоду може бути спричинено як магнітною взаємодією, так і випромінюваними гравітаційними хвилями. Однак, така невелика кількість подвійних систем з врешті-решт нестабільним переносом маси є проблемою для поточних гіпотез, а також не є статистично значущою, оскільки виявлена приблизно така ж кількість контактних систем зі значним уповільненням орбітального періоду.

Для подвійних систем, що складаються з червоних карликів головної послідовності, найкоротший орбітальний період не обмежується величиною 0,21 доби — знайдено навіть розділені подвійні системи з періодом, меншим цієї межі, а найкоротший відомий період у контактній системі з двох червоних карликів становить 0,112 доби. Раніше припускалось, що за час, який минув від утворення нашої Галактики два червоні карлики ще не могли втратити достатньо обертального моменту, аби досягти такого короткого періоду. Предметом сучасних досліджень є вивчення питання, чи червоні карлики в таких системах набули швидкого обертання внаслідок спільної зоряної активності, чи вони є дуже тісними подвійними системами від самого утворення.

Зміни періодичності

Орбітальні періоди контактних систем, виміряні як відстань між двома мінімумами, змінюються з амплітудою до 0,01 доби з квазіперіодом до декількох сотень діб. Виділяють три можливі причини таких змін періоду:

Ще одним варіантом може бути наявність на поверхні плям, які мають нижчу температуру, за умови диференційного (тобто, залежного від широти) обертання зорі: якщо екваторіальні ділянки обертаються швидше приполярних, то плями матимуть дещо відмінний період появи.

Приклади

image Цей розділ містить динамічний , який ніколи не зможе задовольнити певні стандарти повноти. Ви можете доповнити прогалини за допомогою .
Позначення (назва) Сузір'я Відриття Зоряна величина (максимум) Зоряна величина (мінімум) Амплітуда Період Спектральні класи
(затемнювані компоненти) 		Коментар
Андромеда   10m.40 11m.27 0,87 0,3319 d G5+G5V
Насос Пол, 1891 6m.27 6m.83 0,56 0,6483489 d
(i Волопаса) Волопас   5m.8 6m.4 0,6 0,2678159 d G2V + G2VBoö потрійна система
Волопас   11m.8 12m.5 0,7
Цефей   7m.23 7m.68 0,45 0,278 d G5+K0Ve
Цефей   11m.4 12m.0 0,6 0,41744 d F5 можливо, є третій супутник
Південна Корона   4m.74 5m.0 0,26 0,5914264 d
Ворон 8m.99 9m.25 0,26 0,32 d F7V + ?
Лебідь 10m.82 11m.15 0,33 0,31 d F6V + G5V
Дракон Баркін, 2018 14m.43 14m.77 0,34 0,428988 d
Лев   9m.45 9m.93 0,48 0,284 d K0V+K0
Лев   11m.8 12m.6 0,8 0,303 d
Живописець Фершурен, 1987 7m.37 7m.53 0,16 0,85 d
Секстант 9m.81 10m.23 0,42 0,42 d можливо, два супутники дозоряної маси
Велика Ведмедиця   7m.75 8m.48 0,73 0,3336 d F8Vp + F8Vp прототип, можливо потрійна зоряна система

Примітки

  1. видима зоряна величина, якщо не позначено, B (=синя) або ж p (= фотографічна)

Посилання

  • Відеоанімація на YouTube [ 4 грудня 2016 у Wayback Machine.]
  • image Дивні об'єкти космосу: подвійні зорі типів β Ліри та W Великої Ведмедиці на YouTube

Джерела

  1. Зорі типу W Великої Ведмедиці // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 177—178. — .
  2. , Gerold Richter, Wolfgang Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, .
  3. Kazimierz Stepién and K. Gazeas: Evolution of Low Mass Contact Binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar strophysics. 2012 (arXiv:1207.3929v1).
  4. Kerri Malatesta (29 червня 2011 - 10:43am). . AAVSO. Архів оригіналу за 6 серпня 2020. Процитовано 17.10.2015.
  5. Binnendijk, L. (1970). The orbital elements of W Ursae Majoris systems. Vistas in Astronomy. 12: 217—256. Bibcode:1970VA.....12..217B. doi:10.1016/0083-6656(70)90041-3. {{}}: Cite має пустий невідомий параметр: |1= ()
  6. Leendert Binnendijk: The W Ursae Majoris Systems. In: Kleine Veröffentlichungen der zu Bamberg. 40, 1965, S. 36-51.
  7. Szilárd Csizmadia, Péter Klagyivik: On the properties of contact binary stars. In: . 426, 2004, S. 1001-1005 (arXiv:astro-ph/0408049) (DOI:10.1051/0004-6361:20040430).
  8. Quing-Yao Liu, Yu-Lan Yang: A Possible Explanation of the O'Connell Effect in Close Binary Stars. In: Chinese Journal of Astronomy & Astrophysics. 3, 2003, S. 142-150.
  9. Kaziemierz Stepién: Evolution of Cool Close Binaries - Approach to Contact. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011 (arXiv:1105.2645).
  10. M. Yıldız and T. Dogan: On the origin of W UMa type Contact binaries - a new method for computation of initial masses. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013 (arXiv:1301.6035).
  11. Bogumil Pilecki, Kazimierz Stepién: Light curve modeling of short-period W UMa-type stars. In: Information Bulletin on Variable Stars. 6012, 2012, ISBN HU ISSN 1587 - 2440.
  12. Romuald Tylenda, M. Hajduk, T. Kamiński, A. Udalski, I. Soszyński, M. K Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, R. Poleski, Ł Wyrzykowski, K. Ulaczyk: V1309 Scorpii: merger of a contact binary. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 1. November 2010 (arXiv:1012.0163).
  13. David H. Bradstreet, Edward Guinan: Stellar Mergers and Acquisitions: The Formation and Evolution of W Ursae Majoris Binaries. In: Astronomical Society of the Pacific. 56, 1994, S. 228-243.
  14. Slavek M. Rucinski: The short period end of the contact binary period distribution based on the All Sky Automated Survey (ASAS). In: Monthly Notice of Royal Astronomical Society. 382, 2007, S. 393.
  15. Dengkai Jiang, Zhanwen Han, Hongwei Ge, Liheng Yang and Lifang Li: The short-period limit of contact binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011 (arXiv:1112.0466v1).
  16. Marcus E. Lohr, Andrew J. Norton, Ulrich C. Kolb, David R. Anderson, Francesca Faedi, Richard G. West: Period decrease in three SuperWASP eclipsing binary candidates near the short-period limit. In: Astrophysics. Solar and Stellar strophysics. 2012 (arXiv:1205.1678v1).
  17. S.V. Nefs, J.L. Birkby, I.A.G. Snellen, S.T. Hodgkin, D. J. Pinfield, B. Sipocz, G. Kovacs, D. Mislis, R. P. Saglia, J. Koppenhoefer, P. Cruz, D. Barrado, E. L. Martin, N. Goulding, H. Stoev, J. Zendejas, C. del Burgo, M. Cappetta, Y.V.Pavlenko: Four ultra-short period eclipsing M-dwarf binaries in the WFCAM Transit Survey.. In: Astrophysics. Solar and Stellar strophysics. 2012 (arXiv:1206.1200).
  18. K. Tran, A. Levine, S. Rappaport, T. Borkovits, Sz. Csizmadia, B. Kalomeni: The Anticorrelated Nature of the O-C Curves for the Kepler Contact Binaries. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013 (arXiv:1305.4639v1).

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Zori tipu W Velikoyi Vedmedici abo zminni tipu W Velikoyi Vedmedici GCVS poznachennya EW ce malomasivni korotkoperiodichni fotometrichni podvijni v yakih obidvi zori zapovnili svoyu porozhninu Rosha Taki zori otocheni spilnoyu obolonkoyu yaka obertayetsya sinhronno z ruhom zir Prototipom cogo vidu zminnih ye OglyadZori tipu W Velikoyi Vedmedici perevazhno mayut spektralni klasi vid F do K a yih komponenti priblizno odnakovu yaskravist za riznoyi masi Period obertannya stanovit menshe dobi j u bilshosti zir cogo tipu lezhit mizh 0 22 ta 0 8 dobi Amplituda v vidimomu svitli stanovit menshe 0 8 zoryanih velichin a obidva minimumi za yaskravistyu praktichno ne vidriznyayutsya Zagalna masa podvijnoyi sistemi tipu W Velikoyi Vedmedici ne perevishuye 2 5 mas Soncya Na vidminu vid diskretnih krivih yaskravosti klasichnih zatemnyuvano podvijnih zir kriva yaskravosti zori tipu W Velikoyi Vedmedici zminyuyetsya plavno ta postijno Ce sprichineno elipsoyidalnoyu formoyu zir sistemi yaka utvorilasya vnaslidok vzayemnogo gravitacijnogo vikrivlennya blizko roztashovanih zir Odnak kriva yaskravosti vse zh povtoryuyetsya ne idealno tochno za rahunok korotkogo periodu ta konvektivnoyi peredachi energiyi pri zoryanij aktivnosti v obolonci Pri comu chasto sposterigayutsya zoryani plyami ta spalahi fleri Harakternim dlya zir tipu W Velikoyi Vedmedici ye nezminnij pokaznik koloru protyagom usogo periodu Cyu oznaku zastosovuyut dlya vidokremlennya zir tipu W Velikoyi Vedmedici vid pulsuyuchih zminnih napriklad zminnih tipu d Shita ta zminnih tipu RR Liri Postijnij pokaznik koloru vkazuye na majzhe odnakovu temperaturu poverhni dvoh zir iz riznimi masami Ce ye porushennyam zgidno z yakoyu radius ta svitnist zori viznachayetsya lishe yiyi masoyu ta himichnim skladom Za potochnoyu teoriyeyu vvazhayetsya sho podvijna zorya W Velikoyi Vedmedici maye spilnu obolonku i ce prizvodit do odnakovoyi temperaturi poverhni Zori cogo tipu ye poshirenim tipom zminnih zir u nashij Galaktici do nogo nalezhat blizko 1 zir golovnoyi poslidovnosti spektralnih klasiv vid F do K Masivnishij komponent podvijnoyi sistemi cogo tipu perebuvaye na golovnij poslidovnosti a komponent menshoyi masi maye radius do 7 raziv bilshij nizh u odinochnoyi zori tiyeyi zh masi ta himichnogo skladu Zbilshenij diametr mozhe buti rezultatom konvektivnogo perenosu energiyi vid golovnoyi zori na menshij komponent KlasifikaciyaZori tipu W Velikoyi Vedmedici podilyayut na dva pidtipi Pidtip A Masivnisha z zir maye bilshij radius ta vishu efektivnu temperaturu nizh drugij komponent sistemi obidvi zori mayut temperaturu poverhni vishu za sonyachnu spektralnij klas A abo F ta orbitalnij period 0 4 0 8 dobi Pidtip W Masivnisha iz zir maye bilshij radius ta nizhchu efektivnu temperaturu obidvi zori mayut spektralni klasi G abo K ta orbitalnij period 0 22 0 4 dobi Deyaki doslidniki proponuyut vidiliti pidtip H sistemi yaki mayut spivvidnoshennya mas q M1 M2 bilshe za 0 72 U takih podvijnih zoryah peredacha energiyi mizh dvoma komponentami ye duzhe neefektivnoyu Efekt O KonnelaU bagatoh kontaktnih podvijnih zir i osoblivo u zir tipu W Velikoyi Vedmedici sposterigayetsya efekt O Konnela koli maksimum krivoyi yaskravosti maye riznu velichinu riznicya stanovit do 0 1 zoryanoyi velichini Asimetriya u zmini yaskravosti tim bilsha chim bilshe vityagnuti zori ta chim bilshe spivvidnoshennya yih radiusiv Efekt chastkovo poyasnyuyetsya naslidkami garyachih spalahiv mizh dvoma zoryami pri obmini masoyu zoryanimi plyamami na komponentah ta nayavnistyu kilcya navkolozoryanoyi rechovini dovkola zatemnyuvano podvijnih zir Ce suprovodzhuyetsya tak zvanim W fenomenom u bilshosti zir tipu W Velikoyi Vedmedici glibshij minimum sposterigayetsya koli menshij komponent zatemnyuyetsya masivnishim Yavishe poyasnyuyetsya nakopichennyam zoryanih plyam na golovnomu komponenti cherez sho serednya temperatura jogo fotosferi staye nizhchoyu nizh u menshogo komponenta EvolyuciyaZori tipu W Velikoyi Vedmedici ta inshi kontaktni sistemi ne traplyayutsya ni na dilyankah zoreutvorennya ni v molodih rozsiyanih skupchennyah Natomist voni chasto traplyayutsya v starih rozsiyanih skupchennyah vikom bilshe 1 milyarda rokiv ta v starih kulyastih skupchennyah vikom do 12 milyardiv rokiv Vvazhayetsya sho kontaktni podvijni zori vinikayut pid chas trivalogo procesu t zv magnitnoyi vtrati obertalnogo momentu oskilki navit u tih tisnih podvijnih zoryanih sistemah de zori she rozdileni obertannya zir pov yazane trivalist obertannya cih zir mozhe buti lishe odnakovoyu z orbitalnim periodom u dekilka dniv Doki na poverhni piznoyi zori dominuye konvektivna peredacha energiyi utvoryuyutsya globalni magnitni polya Rechovina zoryanogo vitru ionizuyetsya vmerzaye v magnitnomu poli ta musit sliduvati za obertannyam zori Cya zahoplena rechovina zmenshuye obertalnij moment podvijnoyi sistemi vnaslidok chogo vidstan mizh dvoma zoryami zmenshuyetsya doti doki voni ne utvoryat spilnu obolonku U masivnishih zoryah tipu W Velikoyi Vedmedici dominuye yadernij rozvitok pislya vicherpannya zapasiv vodnyu u termoyadernih procesah zorya rozshiryuyetsya shob zberegti gidrostatichnu rivnovagu i vstupaye v kontakt iz drugim komponentom sistemi Takij shlyah rozvitku harakternij dlya zir tipu W Velikoyi Vedmedici pidtipu A Pri oboh shlyahah evolyuciyi podvijni zoryani sistemi budut kontaktuvati ta obminyuvatisya rechovinoyu lishe 10 harakternoyi dlya nih trivalosti isnuvannya 8 mlrd rokiv Spivvidnoshennya mas ne mozhe buti menshim 1 10 Vnaslidok postijnogo obminu rechovinoyu ta energiyeyu mizh dvoma zoryami sistemi v odnij obolonci zagalnij obertalnij moment sistemi prodovzhuye zmenshuvatis Vidpovidno zmenshuyetsya j vidstan mizh zoryami doki voni ostatochno ne zlivayutsya U procesi zlittya tisnoyi podvijnoyi zoryanoyi sistemi v odnu zoryu vidilyayetsya bagato energiyi sho sposterigayetsya yak U vipadku z bulo zadokumentovano zminnist obolonki pered spalahom Vvazhayetsya sho v rezultati yaskravoyi chervonoyi novoyi utvoryuyetsya odna zorya sho shvidko obertayetsya j skladayetsya z rechovini dvoh komponentiv podvijnoyi zori poperednika Taki zori ye zminnimi tipu FK Volossya Veroniki chi blakitnimi pribludami Rozpodil periodivRozpodil orbitalnih periodiv takih kontaktnih sistem maye maksimum u 0 37 dobi Chim menshij period tim shvidshe padaye kilkist vidomih zir takogo tipu i na 2011 rik ne bulo vidomo zhodnoyi zori takogo tipu z periodom menshim 0 21 dobi Takij rozpodil poyasnyuyetsya naslidkami nestabilnoyi peredachi mas u takij tisnij podvijnij sistemi pri vtrati masi golovnoyu zoreyu yiyi radius zrostaye shvidshe nizh mezha Rosha u podvijnij sistemi U rezultati z nablizhennyam do nizhnoyi mezhi orbitalnogo periodu vidbuvayetsya eksponencijne zrostannya masobminu Ce vede do shvidkogo zlittya komponentiv podvijnoyi sistemi v odnu zorya yaka shvidko obertayetsya Poshuk kontaktnih korotkoperiodichnih sistem za dopomogoyu eksperimentu SuperWASP pokazav sho lishe 3 z 53 sistem pokazuyut znachne skorochennya orbitalnogo periodu Ce skorochennya periodu mozhe buti sprichineno yak magnitnoyu vzayemodiyeyu tak i viprominyuvanimi gravitacijnimi hvilyami Odnak taka nevelika kilkist podvijnih sistem z vreshti resht nestabilnim perenosom masi ye problemoyu dlya potochnih gipotez a takozh ne ye statistichno znachushoyu oskilki viyavlena priblizno taka zh kilkist kontaktnih sistem zi znachnim upovilnennyam orbitalnogo periodu Dlya podvijnih sistem sho skladayutsya z chervonih karlikiv golovnoyi poslidovnosti najkorotshij orbitalnij period ne obmezhuyetsya velichinoyu 0 21 dobi znajdeno navit rozdileni podvijni sistemi z periodom menshim ciyeyi mezhi a najkorotshij vidomij period u kontaktnij sistemi z dvoh chervonih karlikiv stanovit 0 112 dobi Ranishe pripuskalos sho za chas yakij minuv vid utvorennya nashoyi Galaktiki dva chervoni karliki she ne mogli vtratiti dostatno obertalnogo momentu abi dosyagti takogo korotkogo periodu Predmetom suchasnih doslidzhen ye vivchennya pitannya chi chervoni karliki v takih sistemah nabuli shvidkogo obertannya vnaslidok spilnoyi zoryanoyi aktivnosti chi voni ye duzhe tisnimi podvijnimi sistemami vid samogo utvorennya Zmini periodichnostiOrbitalni periodi kontaktnih sistem vimiryani yak vidstan mizh dvoma minimumami zminyuyutsya z amplitudoyu do 0 01 dobi z kvaziperiodom do dekilkoh soten dib Vidilyayut tri mozhlivi prichini takih zmin periodu Obmin rechovinoyu mizh komponentami chi abo vtrata masi sistemoyu Obertannya liniyi apsid Nayavnist u sistemi tretogo tila korichnevogo karlika abo masivnoyi planeti She odnim variantom mozhe buti nayavnist na poverhni plyam yaki mayut nizhchu temperaturu za umovi diferencijnogo tobto zalezhnogo vid shiroti obertannya zori yaksho ekvatorialni dilyanki obertayutsya shvidshe pripolyarnih to plyami matimut desho vidminnij period poyavi PrikladiCej rozdil mistit dinamichnij perelik yakij nikoli ne zmozhe zadovolniti pevni standarti povnoti Vi mozhete dopovniti progalini za dopomogoyu avtoritetnih dzherel Poznachennya nazva Suzir ya Vidrittya Zoryana velichina maksimum Zoryana velichina minimum Amplituda Period Spektralni klasi zatemnyuvani komponenti Komentar Andromeda 7001104000000000000 10m 40 7001112700000000000 11m 27 0 87 0 3319 d G5 G5V Nasos Pol 1891 7000626990000000000 6m 27 7000683000000000000 6m 83 0 56 0 6483489 d i Volopasa Volopas 7000580000000000000 5m 8 7000640000000000000 6m 4 0 6 0 2678159 d G2V G2VBoo potrijna sistema Volopas 7001118000000000000 11m 8 7001125000000000000 12m 5 0 7 Cefej 7000723000000000000 7m 23 7000768000000000000 7m 68 0 45 0 278 d G5 K0Ve Cefej 7001114000000000000 11m 4 7001120000000000000 12m 0 0 6 0 41744 d F5 mozhlivo ye tretij suputnik Pivdenna Korona 7000474000000000000 4m 74 7000500000000000000 5m 0 0 26 0 5914264 d Voron 7000899000000000000 8m 99 7000925000000000000 9m 25 0 26 0 32 d F7V Lebid 7001108200000000000 10m 82 7001111500000000000 11m 15 0 33 0 31 d F6V G5V Drakon Barkin 2018 7001144300000000000 14m 43 7001147700000000000 14m 77 0 34 0 428988 d Lev 7000945000000099999 9m 45 7000993000000000000 9m 93 0 48 0 284 d K0V K0 Lev 7001118000000000000 11m 8 7001126000000000000 12m 6 0 8 0 303 d Zhivopisec Fershuren 1987 7000737000000000000 7m 37 7000753000000000000 7m 53 0 16 0 85 d Sekstant 7000981000000000000 9m 81 7001102300000000000 10m 23 0 42 0 42 d mozhlivo dva suputniki dozoryanoyi masi Velika Vedmedicya 7000775000000000000 7m 75 7000848000000000000 8m 48 0 73 0 3336 d F8Vp F8Vp prototip mozhlivo potrijna zoryana sistemaPrimitkividima zoryana velichina yaksho ne poznacheno B sinya abo zh p fotografichna PosilannyaVideoanimaciya na YouTube 4 grudnya 2016 u Wayback Machine Divni ob yekti kosmosu podvijni zori tipiv b Liri ta W Velikoyi Vedmedici na YouTubeDzherelaZori tipu W Velikoyi Vedmedici Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 177 178 ISBN 966 613 263 X Gerold Richter Wolfgang Wenzel Veranderliche Sterne J A Barth Verlag Leipzig 1990 ISBN 3 335 00224 5 Kazimierz Stepien and K Gazeas Evolution of Low Mass Contact Binaries In Astrophysics Solar and Stellar strophysics 2012 arXiv 1207 3929v1 Kerri Malatesta 29 chervnya 2011 10 43am AAVSO Arhiv originalu za 6 serpnya 2020 Procitovano 17 10 2015 Binnendijk L 1970 The orbital elements of W Ursae Majoris systems Vistas in Astronomy 12 217 256 Bibcode 1970VA 12 217B doi 10 1016 0083 6656 70 90041 3 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Cite maye pustij nevidomij parametr 1 dovidka Leendert Binnendijk The W Ursae Majoris Systems In Kleine Veroffentlichungen der zu Bamberg 40 1965 S 36 51 Szilard Csizmadia Peter Klagyivik On the properties of contact binary stars In Astronomy amp Astrophysics 426 2004 S 1001 1005 arXiv astro ph 0408049 DOI 10 1051 0004 6361 20040430 Quing Yao Liu Yu Lan Yang A Possible Explanation of the O Connell Effect in Close Binary Stars In Chinese Journal of Astronomy amp Astrophysics 3 2003 S 142 150 Kaziemierz Stepien Evolution of Cool Close Binaries Approach to Contact In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2011 arXiv 1105 2645 M Yildiz and T Dogan On the origin of W UMa type Contact binaries a new method for computation of initial masses In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2013 arXiv 1301 6035 Bogumil Pilecki Kazimierz Stepien Light curve modeling of short period W UMa type stars In Information Bulletin on Variable Stars 6012 2012 ISBN HU ISSN 1587 2440 Romuald Tylenda M Hajduk T Kaminski A Udalski I Soszynski M K Szymanski M Kubiak G Pietrzynski R Poleski L Wyrzykowski K Ulaczyk V1309 Scorpii merger of a contact binary In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 1 November 2010 arXiv 1012 0163 David H Bradstreet Edward Guinan Stellar Mergers and Acquisitions The Formation and Evolution of W Ursae Majoris Binaries In Astronomical Society of the Pacific 56 1994 S 228 243 Slavek M Rucinski The short period end of the contact binary period distribution based on the All Sky Automated Survey ASAS In Monthly Notice of Royal Astronomical Society 382 2007 S 393 Dengkai Jiang Zhanwen Han Hongwei Ge Liheng Yang and Lifang Li The short period limit of contact binaries In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2011 arXiv 1112 0466v1 Marcus E Lohr Andrew J Norton Ulrich C Kolb David R Anderson Francesca Faedi Richard G West Period decrease in three SuperWASP eclipsing binary candidates near the short period limit In Astrophysics Solar and Stellar strophysics 2012 arXiv 1205 1678v1 S V Nefs J L Birkby I A G Snellen S T Hodgkin D J Pinfield B Sipocz G Kovacs D Mislis R P Saglia J Koppenhoefer P Cruz D Barrado E L Martin N Goulding H Stoev J Zendejas C del Burgo M Cappetta Y V Pavlenko Four ultra short period eclipsing M dwarf binaries in the WFCAM Transit Survey In Astrophysics Solar and Stellar strophysics 2012 arXiv 1206 1200 K Tran A Levine S Rappaport T Borkovits Sz Csizmadia B Kalomeni The Anticorrelated Nature of the O C Curves for the Kepler Contact Binaries In Astrophysics Solar and Stellar Astrophysics 2013 arXiv 1305 4639v1

Дата публікації:
Топ