Loading article…
低質量接触連星としても知られるおおぐま座W型変光星は、食連星変光星の一種である。これらの星はスペクトル型F、G、またはKの近接連星で、共通の物質層を共有しており、互いに接触している。2つの星が接触し、接続ネックを通じて質量とエネルギーを伝達するため、接触連星と呼ばれるが、天文学者ロバート・E・ウィルソンは「過剰接触」という用語の方が適切であると主張している。[1]
このクラスは、A型とW型の2つのサブクラスに分けられる。[3] A型W UMa連星は、太陽よりも高温の2つの恒星で構成され、スペクトル型はAまたはF、周期は0.4～0.8日である。W型は、スペクトル型がより低温のGまたはKで、周期は0.22～0.4日と短い。各構成要素の表面温度の差は、数百ケルビン未満である。1978年に新しいサブクラスB型が導入された。B型は、表面温度の差が大きい。2004年に、Szilárd CsizmadiaとPeter KlagyivikによってH（高質量比）システムが発見された。 [4] H型は、（=（副星の質量）/（主星の質量））よりも質量比が高く、余分な角運動量を持つ。
これらの恒星は、周期と色の関係（周期が短いほど赤い）に従うことが初めてオリン・J・エッゲンによって示された。[5] 2012年に、テレル、グロス、クーニーはジョンソン・カズンズ測光システムで606のW UMa系の色の調査を発表した。[6]
これらの光度曲線は、古典的な食連星とは異なり、断続的な食ではなく一定の楕円体変化を起こします。これは、星が互いの重力によって歪んでおり、そのため星の投影面積が絶えず変化しているためです。両方の星の表面温度がほぼ同じであるため、明るさの極小点の深さは通常同じです。
W Ursae Majoris はこのクラスのプロトタイプです。
注記
- ^ ab (視等級、 (B) (= 青) または(p) (= 写真) とマークされていない限り)
参考文献
- ^ Wilson, RE (2001). 「連星の形態とオーバーコンタクトという名前」.変光星に関する情報速報. 5076 : 1.書誌コード:2001IBVS.5076....1W.
- ^ 「MAST: Barbara A. Mikulski 宇宙望遠鏡アーカイブ」。宇宙望遠鏡科学研究所。 2021年12月8日閲覧。
- ^ Remeis-Sternwarte (1965)。 「Veraenderlichen Colloquium : 3 : 1965」。Kleine Veroeffentlichungen der Remeis-Sternwarte Bamberg。Bibcode :1965veco.conf....R.
- ^ Sz. Csizmadia および P. Klagyivik (2004 年 10 月 18 日). 「接触連星の特性について」.天文学と天体物理学. 426 (3): 1001–1005. arXiv : astro-ph/0408049 . Bibcode :2004A&A...426.1001C. doi : 10.1051/0004-6361:20040430 .
- ^ 「Contact Binaries II」。王立天文学会紀要。70 :111。1967年。Bibcode : 1967MmRAS..70..111E。
- ^ ダーク・テレル;グロス、ジョン。ウォルター・クーニー (2012)。 「おおぐま座バイナリのBVR C I C調査」。天文雑誌。143 (4): 99.arXiv : 1202.3111。ビブコード:2012AJ....143...99T。土井：10.1088/0004-6256/143/4/99。S2CID 118622542。
外部リンク
- OGLE 変光星光度曲線アトラス - 大熊座 W 型連星