W Ursae Majoris-ster

Lichtkromme van W UMa

Schematisch overzicht van een W Ursae Majoris-ster met een massaverhouding van 3. Beide sterren overvloeien (het blauwe opgevulde gedeelte) hun Roche-lobben (begrensd door de zwarte lijnen.)

Artistieke impressie van de VFTS 352 WMa-dubbelster

Een W Ursae Majoris-ster is een veranderlijke eclipserende dubbelster. Deze sterren zijn nauwe dubbelsterren met spectraalklassen F, G en K die een gezamenlijk omhulsel van materie delen. In het Engels worden zulke sterren contact binary genoemd.

Deze veranderlijken worden onderverdeeld in twee onderklassen: A-type en W-type. A-type W UMa-dubbelsterren bestaan uit twee sterren, beide heter dan de zon, met spectraalklasse A of F, (de zon heeft klasse G2), met een omlooptijd van 0,4 tot 0,8 dagen. De W-typen hebben een koelere spectraalklasse van G of K en kortere omlooptijden van 0,22 tot 0,4 dagen. Het verschil in oppervlaktetemperatuur van beide componenten is minder dan een paar honderd kelvin. In 1978 is er een nieuwe onderklasse geïntroduceerd: het B-type. Deze B-typen hebben een groter verschil in oppervlaktetemperatuur. In 2004 is het H-type (hoge massa) ontdekt. Deze hebben een hoger massaverhouding dan ${\displaystyle q=0.72}$ (${\displaystyle q}$ = (massa begeleider)/(massa hoofdster)) en ze hebben extra impulsmoment.

Olin J. Eggen toonde aan dat deze sterren een periode-kleur eigenschap hebben. In 2012 publiceerden Terell, Gross en Cooney een kleurenonderzoek van 606 W Uma-dubbelsterren in het Johnson-Cousins fotometrisch systeem.

De lichtkrommen zijn anders dan die van de klassieke eclipserende dubbelsterren, met een constant optredende variatie in plaats van een duidelijk eclipseffect. Dit is omdat de sterren zo dicht op elkaar zitten en hun vormen onder invloed van de grillige zwaartekracht steeds veranderen, waardoor het stralend oppervlak ook steeds anders is. De waarden van de helderheidsminima zijn meestal gelijk omdat beide sterren ongeveer dezelfde oppervlaktetemperatuur hebben.

W Ursae Majoris is het prototype van dit type dubbelstersysteem.

Aanduiding (naam)	Sterrenbeeld	Ontdekt door	Waargenomen helderheid (maximum)	Waargenomen helderheid (minimum)	Variatie van magnitude	Periode	Spectraalklasse (eclipserende componenten)	Commentaar
AB And	Andromeda		10^m.40	11^m.27	0.87	0.3319	G5+G5V
S Ant	Luchtpomp	H.M.Paul, 1891	6^m.27	6^m.83	0.56	0.6483489
44 (i) Boö	Ossenhoeder		5^m.8	6^m.4	0.6	0.2678159	G2V + G2VBoö	3 componenten
TU Boö	Ossenhoeder		11^m.8	12^m.5	0.7	0.324
VW Cep	Cepheus		7^m.23	7^m.68	0.45	0.278	G5+K0Ve
WZ Cep	Cepheus		11^m.4	12^m.0	0.6	0.41744	F5	Mogelijk derde component
ε CrA	Zuiderkroon		4^m.74	^m.0	0.26	0.5914264
SX Crv	Raaf		8^m.99	9^m.25	0.26	0.32	F7V + ?
V1191 Cyg	Zwaan		10^m.82	11^m.15	0.33	0.31	F6V + G5V
XY Leo	Leeuw		9^m.45	9^m.93	0.48	0.284	K0V+K0
CE Leo	Leeuw		11^m.8	12^m.6	0.8	0.303
TV Pic	Schilder	Verschuren, 1987	7^m.37	7^m.53	0.16	0.85
Y Sex	Sextant		9^m.81	10^m.23	0.42	0.42		Mogelijke twee substellaire componenten
W UMa	Grote Beer		7^m.75	8^m.48	0.73	0.3336	F8Vp + F8Vp	prototype, mogelijk 3 componenten

Bronnen, noten en/of referenties

• Dit artikel of een eerdere versie ervan is een (gedeeltelijke) vertaling van het artikel W Ursae Majoris variable op de Engelstalige Wikipedia, dat onder de licentie Creative Commons Naamsvermelding/Gelijk delen valt. Zie de bewerkingsgeschiedenis aldaar.