W Ursae Majoris
| W Ursa Majoris A / B | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Binaria a eclisse |
| Classe spettrale | F8Vp / F8Vp |
| Tipo di variabile | W Ursae Majoris |
| Periodo di variabilità | 0,33 giorni |
| Distanza dal Sole | 162 anni luce |
| Costellazione | Orsa Maggiore |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 09h 43m 45,5s |
| Declinazione | 55° 57′ 09″ |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 1,13 / 0,81 R⊙ |
| Massa | 1,19 / 0,57 M⊙
|
| Luminosità | 1,45 / 1 L⊙
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| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 8,48 (min) 7,90 (media) 7,75 (max) |
| Magnitudine ass. | +4,36 |
| Parallasse | 18,72 mas |
| Moto proprio | AR: 15,47 mas/anno Dec: -27,30 mas/anno |
| Velocità radiale | -46 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Coordinate: 
09h 43m 45.5s, +55° 57′ 09″
W Ursae Majoris è una stella binaria nella costellazione dell'Orsa Maggiore, distante 162 anni luce dal Sole. La sua magnitudine apparente varia da +7,75 a + 8,48. È il prototipo delle binarie ad eclisse di tipo W Ursae Majoris, la sua variabilità fu scoperta nel 1903 dagli astronomi tedeschi Gustav Müller e Paul Kempf. Questo tipo di binarie sono caratterizzate da due stelle così a stretto contatto tra loro da condividere gli strati atmosferici più esterni. Per questo motivo questo tipo di sistemi sono chiamati anche binarie a contatto.
Caratteristiche fisiche[modifica | modifica wikitesto]
Condividendo l'atmosfera esterna, le componenti hanno lo stesso tipo spettrale, F8Vp: entrambe le stelle sono dunque nane gialle. La principale, di massa 1,19 volte quella solare, ha un raggio e una luminosità leggermente maggiori, mentre la secondaria, di 0,57 masse solari, ha un raggio 0,83 volte quello del Sole ed emette la stessa luminosità[1][2].
Le componenti hanno la forma di "goccia", in quanto ognuna delle due è allungata in direzione della compagna; gli strati più esterni vengono a contatto reciproco e si generano moti convettivi comuni alle due stelle. Il periodo orbitale, di 8 ore e 23 secondi, pare che dal 1903 sia cambiato; questo potrebbe dipendere dal trasferimento di massa occorso tra le due stelle e dai campi magnetici presenti, peraltro comuni in binarie di questo tipo.
A differenza di altre binarie a eclisse, come quelle di tipo Algol, non c'è un momento preciso di inizio e fine delle eclissi, a causa dell'estrema vicinanza delle due componenti. Si riscontrano tuttavia due minimi in un periodo di 8 ore e 23 secondi; un calo di 0,73 magnitudini quando è eclissata la primaria e di 0,68 quando è la secondaria ad essere eclissata.
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ Bilir, S. et al., Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 357, n. 2, febbraio 2007, pp. 497–517.arΧiv:astro-ph/0411291
- ^ W UMa type and CAB stars dynamical evolution (Eker+, 2006)
Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]
Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]
- Datos astronómicos de W Ursae Majoris (SIMBAD)
- W Ursae Majoris. Jumk.de/astronomie, su jumk.de.
- W Ursae Majoris star. The internet Encyclopedia of Science, su daviddarling.info. URL consultato il 22 febbraio 2012 (archiviato dall'url originale l'11 febbraio 2009).
