Variable W Ursae Majoris

Una W Ursae Majoris variable es un tipo de estrella eclipsante variable . Es decir, es una estrella binaria en la que el plano orbital de las dos estrellas está tan bien alineado con la línea de visión del observador que las dos componentes muestran eclipses recíprocos. Por lo tanto, la variabilidad no depende de las variaciones de brillo intrínsecas de las dos estrellas, sino del oscurecimiento mutuo de los dos componentes. Las variables W Ursae Majoris se distinguen de otras variables eclipsantes (como las variables Algol o las variables Beta Lyrae ) en que los dos componentes están tan cerca que sus superficies están en contacto entre sí. Por lo tanto, también se denominan binarias de contacto, ya que las dos estrellas comparten sus capas más externas, tanto que la materia y el calor se intercambian entre los dos componentes. Esto tiende a igualar las temperaturas de las dos estrellas.

Estas variables, que llevan el nombre de la estrella prototipo W Ursae Majoris , son las variables más comunes en el Universo ^[1] .

Características

Las variables W Ursae Majoris se caracterizan por curvas de luz con mínimos muy cercanos y por una variación continua de brillo. De hecho, dado que los dos componentes están en contacto físico, se eclipsan constantemente entre sí. Además, los mínimos suelen ser los mismos ya que las estrellas tienen casi el mismo brillo. El período de estas estrellas es corto y típicamente está contenido en el rango de 6 horas a un día. Las dos estrellas son casi de la misma clase espectral que van desde las subclases intermedias de la clase A hasta las primeras subclases de la clase K, con mayor concentración entre las subclases intermedias de la clase F y las primeras subclases de la clase G. Se cree que las dos las estrellas tienen el mismo estado evolutivo , ubicadas en o justo encima de la secuencia principal ^[2] . El hecho de que pertenezcan a la misma clase espectral no significa que los dos componentes tengan masas similares: pueden tener masas muy diferentes (hasta una relación de uno a diez), pero el intercambio de calor entre los dos componentes, igualando la superficie temperaturas, hace que terminen perteneciendo a la misma clase espectral ^[2] . La proximidad de los dos componentes distorsiona fuertemente su forma, estirando las partes más cercanas y creando un corredor que une las dos estrellas. Se cree que las variables W Ursae Majoris se forman a partir de binarios separados que se acercan entre sí debido a pérdidas en su momento angular ^[3] .

Subtipos

La clase de variables W Ursae Majoris se divide en dos subclases: las variables de tipo A y las de tipo W ^[4] . El tipo A está compuesto por dos estrellas más calientes que el Sol , de clase espectral A o F, que tienen un período orbital entre 0,4 y 0,8 días. Los tipos W son menos calurosos, pertenecen a las clases G o F y tienen periodos más cortos entre 0,22 y 0,4 días. La diferencia de temperatura entre los dos componentes es inferior a unos pocos cientos de kelvin .

En 1978 se introdujo una nueva subclase, la B. Las variables de tipo B tienen una mayor diferencia de temperatura entre los componentes. Finalmente, en 2004 se introdujo la subclase H, caracterizada por una relación entre las masas de los dos componentes superior a 0,72 ^[5] .

Nota

^ El índice de estrellas variable enumera 7.000
^ ^a ^b W UMA stars , en aavso.org . Consultado el 4 de julio de 2010 .
^ L. Li, F. Zhang, Z. Han, D. Jiang, Formación y evolución de los binarios de contacto W Ursae Majoris , en The Astrophysical Journal , vol. 662, 2007, págs. 596-601, DOI : 10.1086 / 517909 . Consultado el 7 de abril de 2010 .
^ L. Binnendijk, Los elementos orbitales de los sistemas W Ursae Majoris , en Vistas in Astronomy , vol. 12, 1970, págs. 217-256. Consultado el 7 de abril de 2010 .
^ Sz. Csizmadia, P. Klagyivik, Sobre las propiedades de las estrellas binarias de contacto , en Astronomy & Astrophysics , vol. 426, 2004, págs. 1001-1005, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040430 . Consultado el 7 de abril de 2010 .