W Ursae Majoris

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W Ursa Majoris A / B
W Ursae Majoris
Ursa Major IAU.svg
ClassificazioneBinaria a eclisse
Classe spettraleF8Vp / F8Vp
Tipo di variabileW Ursae Majoris
Periodo di variabilità0,33 giorni
Distanza dal Sole162 anni luce
CostellazioneOrsa Maggiore
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta09h 43m 45,5s
Declinazione55° 57′ 09″
Dati fisici
Raggio medio1,13 / 0,81 R
Massa
1,19 / 0,57 M
Luminosità
1,45 / 1 L
Dati osservativi
Magnitudine app.8,48 (min)
7,90 (media)
7,75 (max)
Magnitudine ass.+4,36
Parallasse18,72 mas
Moto proprioAR: 15,47 mas/anno
Dec: -27,30 mas/anno
Velocità radiale-46 km/s
Nomenclature alternative
HD 83950, HIP 47727, SAO 27364

Coordinate: Carta celeste 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]

Rappresentazione artistica di W Ursae Majoris.

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]

  1. ^ 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
  2. ^ W UMa type and CAB stars dynamical evolution (Eker+, 2006)

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]

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