Перегляд вихідного коду сторінки Зорі типу W Великої Ведмедиці

'''Зорі типу W Великої Ведмедиці''', або ''змінні типу W Великої Ведмедиці'', ([[Загальний каталог змінних зір|GCVS]]-позначення:&nbsp;''EW'')&nbsp;— це маломасивні короткоперіодичні [[фотометричні подвійні]], в яких обидві зорі заповнили свою [[порожнина Роша|порожнину Роша]]. Такі зорі оточені спільною оболонкою, яка обертається синхронно з рухом зір. Прототипом цього виду змінних є [[W Великої Ведмедиці]]<ref>{{А-Е-С|Зорі типу W Великої Ведмедиці|177—178|z1}}</ref>.

== Огляд ==
Зорі типу W Великої Ведмедиці переважно мають [[Спектральна класифікація зір|спектральні класи]] від F до K, а їх компоненти&nbsp;— приблизно однакову яскравість за різної маси. Період обертання становить менше доби, й у більшості зір цього типу лежить між 0,22 та 0,8 доби. [[Амплітуда]] в видимому світлі становить менше 0,8 [[Видима зоряна величина|зоряних величин]], а обидва мінімуми за яскравістю практично не відрізняються. Загальна маса подвійної системи типу W Великої Ведмедиці не перевищує 2,5 [[Маса Сонця|мас Сонця]].

На відміну від дискретних кривих яскравості [[Зорі типу Алголя|класичних затемнювано-подвійних зір]], крива яскравості зорі типу W Великої Ведмедиці змінюється плавно та постійно. Це спричинено [[еліпсоїд]]альною формою зір системи, яка утворилася внаслідок взаємного [[Гравітація|гравітаційного]] викривлення близько розташованих зір. Однак, крива яскравості все ж повторюється не ідеально точно, за рахунок короткого періоду та [[Конвекція|конвективної]] передачі енергії при [[Сонячна активність|зоряній активності]] в оболонці. При цьому часто спостерігаються зоряні плями та спалахи (флери).

Характерним для зір типу W Великої Ведмедиці є незмінний [[показник кольору]] протягом усього періоду. Цю ознаку застосовують для відокремлення зір типу W Великої Ведмедиці від пульсуючих змінних, наприклад [[Змінні типу δ Щита|змінних типу δ Щита]] та [[Змінні типу RR Ліри|змінних типу RR Ліри]]. Постійний показник кольору вказує на майже однакову температуру поверхні двох зір із різними масами. Це є порушенням [[теорема Фогта—Рассела|теореми Фогта—Рассела]], згідно з якою радіус та світність зорі визначається лише її масою та хімічним складом. За поточною теорією вважається, що подвійна зоря W Великої Ведмедиці має спільну оболонку і це призводить до однакової температури поверхні<ref>{{Literatur|Autor=[[Cuno Hoffmeister]], Gerold Richter, Wolfgang Wenzel|Titel=Veränderliche Sterne|Verlag=J. A. Barth Verlag|Ort=Leipzig|Jahr=1990|ISBN=3-335-00224-5}}</ref>.

Зорі цього типу є поширеним типом [[Змінні зорі|змінних зір]]&nbsp;— у нашій Галактиці до нього належать близько 1% зір [[Головна послідовність|головної послідовності]] спектральних класів від F до K.

Масивніший компонент подвійної системи цього типу перебуває на [[Головна послідовність|головній послідовності]], а компонент меншої маси має радіус до 7 разів більший, ніж у одиночної зорі тієї ж маси та хімічного складу. Збільшений діаметр може бути результатом конвективного переносу енергії від головної зорі на менший компонент<ref>{{Literatur|Autor=Kazimierz Stepién and K. Gazeas|Titel=Evolution of Low Mass Contact Binaries|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar strophysics|Jahr=2012|arxiv=1207.3929v1}}</ref>.

== Класифікація ==
Зорі типу W Великої Ведмедиці поділяють на два підтипи<ref name=vsots_wuma>{{cite web|url=https://www.aavso.org/vsots_wuma|title=W Ursae Majoris|work=AAVSO|author=Kerri Malatesta|date=29 червня 2011 - 10:43am|accessdate=17.10.2015|archive-date=6 серпня 2020|archive-url=https://web.archive.org/web/20200806213913/https://www.aavso.org/vsots_wuma}}</ref><ref>{{cite journal|bibcode= 1970VA.....12..217B|author = Binnendijk, L.|title = The orbital elements of W Ursae Majoris systems|journal = Vistas in Astronomy|year = 1970|volume = 12|pages = 217-256|doi = 10.1016/0083-6656(70)90041-3| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1970VA.....12..217B|}}</ref><ref>{{Literatur|Autor=Leendert Binnendijk|Titel=The W Ursae Majoris Systems|Jahr=1965|Sammelwerk=Kleine Veröffentlichungen der [[Dr.-Remeis-Sternwarte|Remeis-Sternwarte]] zu Bamberg|Band=40|Seiten=36-51|}}</ref>:
* Підтип A: Масивніша з зір має більший радіус та вищу [[Ефективна температура|ефективну температуру]], ніж другий компонент системи; обидві зорі мають температуру поверхні, вищу за сонячну, [[Спектральна класифікація зір|спектральний клас]] A або F та орбітальний період 0,4-0,8 доби;
* Підтип W: Масивніша із зір має більший радіус та нижчу ефективну температуру; обидві зорі мають спектральні класи G або K та орбітальний період 0,22-0,4 доби;
Деякі дослідники пропонують виділити підтип H: системи, які мають співвідношення мас q = M<sub>1</sub> / M<sub>2</sub> більше за 0,72. У таких подвійних зорях передача енергії між двома компонентами є дуже неефективною<ref>{{Literatur|Autor=Szilárd Csizmadia, Péter Klagyivik|Titel=On the properties of contact binary stars|Jahr=2004|Sammelwerk=[[Astronomy & Astrophysics]]|Band=426|Seiten=1001-1005|DOI=10.1051/0004-6361:20040430|arxiv=astro-ph/0408049}}</ref>.

== Ефект О'Коннела ==
У багатьох контактних подвійних зір, і особливо — у зір типу W Великої Ведмедиці, спостерігається ефект О'Коннела, коли максимум кривої яскравості має різну величину (різниця становить до 0,1 [[Видима зоряна величина|зоряної величини]]). Асиметрія у зміні яскравості тим більша, чим більше витягнуті зорі та чим більше співвідношення їх радіусів. Ефект частково пояснюється наслідками гарячих спалахів між двома зорями при обміні масою, [[Сонячні плями|зоряними плямами]] на компонентах та наявністю кільця навколозоряної речовини довкола затемнювано-подвійних зір<ref>{{Literatur|Autor=Quing-Yao Liu, Yu-Lan Yang|Titel=A Possible Explanation of the O'Connell Effect in Close Binary Stars|Jahr=2003|Sammelwerk=Chinese Journal of Astronomy & Astrophysics|Band=3|Seiten=142-150}}</ref>. Це супроводжується так званим W-феноменом&nbsp;— у більшості зір типу W Великої Ведмедиці глибший мінімум  спостерігається, коли менший компонент затемнюється масивнішим. Явище пояснюється накопиченням зоряних плям на головному компоненті, через що середня температура його [[Фотосфера|фотосфери]] стає нижчою, ніж у меншого компонента.

== Еволюція ==
Зорі типу W Великої Ведмедиці та інші контактні системи не трапляються ні на ділянках [[зореутворення]], ні в молодих [[Розсіяне скупчення|розсіяних скупченнях]]. Натомість вони часто трапляються в старих розсіяних скупченнях віком більше 1 мільярда років та в старих [[Кулясте скупчення|кулястих скупченнях]] віком до 12 мільярдів років. Вважається, що контактні подвійні зорі виникають під час тривалого процесу т.зв. «магнітної втрати обертального моменту»: оскільки навіть у тих тісних подвійних зоряних системах, де зорі ще розділені, обертання зір пов'язане, тривалість обертання цих зір може бути лише однаковою з орбітальним періодом у декілька днів. Доки на поверхні пізньої зорі домінує [[конвекція|конвективна]] передача енергії, утворюються глобальні магнітні поля. Речовина [[Зоряний вітер|зоряного вітру]] [[Іонізація|іонізується]], «вмерзає» в магнітному полі та мусить слідувати за обертанням зорі. Ця захоплена речовина зменшує [[Момент сили|обертальний момент]] подвійної системи, внаслідок чого відстань між двома зорями зменшується доти, доки вони не утворять спільну оболонку<ref>{{Literatur|Autor=Kaziemierz Stepién|Titel=Evolution of Cool Close Binaries - Approach to Contact|Jahr=2011|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1105.2645}}</ref>. У масивніших зорях типу W Великої Ведмедиці домінує ядерний розвиток&nbsp;— після вичерпання запасів водню у [[Протон-протонний ланцюжок|термоядерних процесах]] зоря розширюється, щоб зберегти гідростатичну рівновагу, і вступає в контакт із другим компонентом системи. Такий шлях розвитку характерний для зір типу W Великої Ведмедиці підтипу A<ref>{{Literatur|Autor=M. Yıldız and T. Dogan|Titel=On the origin of W UMa type Contact binaries - a new method for computation of initial masses|Jahr=2013|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1301.6035}}</ref>. При обох шляхах еволюції, подвійні зоряні системи будуть контактувати та обмінюватися речовиною лише 10% характерної для них тривалості існування ~8&nbsp;млрд.років. Співвідношення мас не може бути меншим 1/10<ref>{{Literatur|Autor=Bogumil Pilecki, Kazimierz Stepién|Titel=Light curve modeling of short-period W UMa-type stars|Jahr=2012|Sammelwerk=Information Bulletin on Variable Stars|Band=6012|ISBN=HU ISSN 1587 - 2440}}</ref>.

Внаслідок постійного обміну речовиною та енергією між двома зорями системи в одній оболонці, загальний обертальний момент системи продовжує зменшуватись. Відповідно, зменшується й відстань між зорями, доки вони остаточно не зливаються. У процесі злиття тісної подвійної зоряної системи в одну зорю виділяється багато енергії, що спостерігається як [[яскрава червона нова]]. У випадку з [[V1309 Скорпіона]] було задокументовано змінність оболонки перед спалахом<ref>{{Literatur|Autor=Romuald Tylenda, M. Hajduk, T. Kamiński, A. Udalski, I. Soszyński, M. K Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, R. Poleski, Ł Wyrzykowski, K. Ulaczyk|Titel=V1309 Scorpii: merger of a contact binary|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|Jahr=2010|Monat=November|Tag=1|arxiv=1012.0163}}</ref>. Вважається, що в результаті яскравої червоної нової утворюється одна зоря, що швидко обертається й складається з речовини двох компонентів подвійної зорі-попередника. Такі зорі є [[змінні типу FK Волосся Вероніки|змінними типу FK Волосся Вероніки]] чи [[блакитні приблуди|блакитними приблудами]]<ref>{{Literatur|Autor=David H. Bradstreet, Edward Guinan|Titel=Stellar Mergers and Acquisitions: The Formation and Evolution of W Ursae Majoris Binaries|Jahr=1994|Sammelwerk=Astronomical Society of the Pacific|Band=56|Seiten=228-243}}</ref>.

== Розподіл періодів ==
Розподіл [[Орбітальний період|орбітальних періодів]] таких контактних систем має максимум у 0,37 доби<ref>{{Literatur|Autor=Slavek M. Rucinski|Titel=The short period end of the contact binary period distribution based on the All Sky Automated Survey (ASAS)|Jahr=2007|Sammelwerk=Monthly Notice of Royal Astronomical Society|Band=382|Seiten=393}}</ref>. Чим менший період, тим швидше падає кількість відомих зір такого типу, і на 2011 рік не було відомо жодної зорі такого типу з періодом, меншим 0,21 доби. Такий розподіл пояснюється наслідками нестабільної передачі мас&nbsp;— у такій тісній подвійній системі при втраті маси головною зорею її радіус зростає швидше, ніж [[межа Роша]] у [[Подвійна зоря|подвійній системі]]. У результаті з наближенням до нижньої межі орбітального періоду відбувається [[показникова функція|експоненційне]] зростання масобміну. Це веде до швидкого злиття компонентів подвійної системи в одну зоря, яка швидко обертається<ref>{{Literatur|Autor=Dengkai Jiang, Zhanwen Han, Hongwei Ge, Liheng Yang and Lifang Li|Titel=The short-period limit of contact binaries|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|Jahr=2011|arxiv=1112.0466v1}}</ref>.

Пошук контактних короткоперіодичних систем за допомогою експерименту [[SuperWASP]] показав, що лише 3 з 53 систем показують значне скорочення орбітального періоду. Це скорочення періоду може бути спричинено як магнітною взаємодією, так і випромінюваними [[Гравітаційна хвиля|гравітаційними хвилями]]. Однак, така невелика кількість подвійних систем з врешті-решт нестабільним переносом маси є проблемою для поточних гіпотез, а також не є статистично значущою, оскільки виявлена приблизно така ж кількість контактних систем зі значним уповільненням орбітального періоду<ref>{{Literatur|Autor=Marcus E. Lohr, Andrew J. Norton, Ulrich C. Kolb, David R. Anderson, Francesca Faedi, Richard G. West|Titel=Period decrease in three SuperWASP eclipsing binary candidates near the short-period limit|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar strophysics|Jahr=2012|arxiv=1205.1678v1}}</ref>.

Для подвійних систем, що складаються з [[Червоний карлик|червоних карликів]] головної послідовності, найкоротший орбітальний період не обмежується величиною 0,21 доби&nbsp;— знайдено навіть розділені подвійні системи з періодом, меншим цієї межі, а найкоротший відомий період у контактній системі з двох червоних карликів становить 0,112 доби. Раніше припускалось, що за [[вік Всесвіту|час, який минув від утворення нашої Галактики]] два червоні карлики ще не могли втратити достатньо обертального моменту, аби досягти такого короткого періоду. Предметом сучасних досліджень є вивчення питання, чи червоні карлики в таких системах набули швидкого обертання внаслідок спільної [[Спалахуючі зорі|зоряної активності]], чи вони є дуже тісними подвійними системами від самого утворення<ref>{{Literatur|Autor=S.V. Nefs, J.L. Birkby, I.A.G. Snellen, S.T. Hodgkin, D. J. Pinfield, B. Sipocz, G. Kovacs, D. Mislis, R. P. Saglia, J. Koppenhoefer, P. Cruz, D. Barrado, E. L. Martin, N. Goulding, H. Stoev, J. Zendejas, C. del Burgo, M. Cappetta, Y.V.Pavlenko| Titel=Four ultra-short period eclipsing M-dwarf binaries in the WFCAM Transit Survey.|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar strophysics|Jahr=2012|arxiv=1206.1200}}</ref>.

== Зміни періодичності ==

Орбітальні періоди контактних систем, виміряні як відстань між двома мінімумами, змінюються з амплітудою до 0,01 доби з квазіперіодом до декількох сотень діб. Виділяють три можливі причини таких змін періоду<ref name=vsots_wuma/>:
* Обмін речовиною між компонентами чи/або втрата маси системою;
* Обертання [[апсиди|лінії апсид]];
* Наявність у системі третього тіла ([[коричневий карлик|коричневого карлика]] або масивної [[екзопланета|планети]]).

Ще одним варіантом може бути наявність на поверхні плям, які мають нижчу температуру, за умови диференційного (тобто, залежного від широти) обертання зорі: якщо екваторіальні ділянки обертаються швидше приполярних, то плями матимуть дещо відмінний період появи<ref>{{Literatur|Autor=K. Tran, A. Levine, S. Rappaport, T. Borkovits, Sz. Csizmadia, B. Kalomeni| Titel=The Anticorrelated Nature of the O-C Curves for the Kepler Contact Binaries|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|Jahr=2013|arxiv=1305.4639v1}}</ref>.

== Приклади ==

{{dynamic list|розділ=так}}
{| class="wikitable sortable" style="font-size:90%;"
|- bgcolor="#efefef"
! width="10%"| Позначення (назва)
! width="10%"| Сузір'я
! width="15%"| Відриття
! width="8%"|''[[Видима зоряна величина|Зоряна величина]]'' (максимум)<ref name="ReferenceA" group=notes>видима зоряна величина, якщо не позначено, ''B'' (=синя) або  ж ''p'' (= фотографічна)</ref>
! width="8%"|''Зоряна величина'' (мінімум)<ref name="ReferenceA"  group=notes/>
! width="8%"|''Амплітуда''
! width="11%"| Період
! width="15%"| Спектральні класи<br/><small>(затемнювані компоненти)</small>
! width="15%"|Коментар
|---
| [[AB Андромеди]]
| [[Андромеда (сузір'я)|Андромеда]]
| &nbsp;
| {{ntsh|10.40}}10<sup>m</sup>.40
| {{ntsh|11.27}}11<sup>m</sup>.27
| {{nts|0.87}}
| {{nts|0.3319}}&nbsp;d
| G5+G5V
|
|---
| [[S Насоса]]
| [[Насос (сузір'я)|Насос]]
| Пол, 1891
| {{ntsh|6.27}}6<sup>m</sup>.27
| {{ntsh|6.83}}6<sup>m</sup>.83
| {{nts|0.56}}
| {{nts|0.6483489}}&nbsp;d
|
|
|---
| [[44 Волопаса|44]] (i Волопаса)
| [[Волопас (сузір'я)|Волопас]]
| &nbsp;
| {{ntsh|5.8}}5<sup>m</sup>.8
| {{ntsh|6.4}}6<sup>m</sup>.4
| {{nts|0.6}}
| {{nts|0.2678159}}&nbsp;d
|  G2V + G2VBoö
|  потрійна система
|---
|[[TU Волопаса]]
|[[Волопас (сузір'я)|Волопас]]
|&nbsp;
|{{ntsh|11.8}}11<sup>m</sup>.8
|{{ntsh|12.5}}12<sup>m</sup>.5
|{{nts|0.7}}
| {{nts|0.324}}&nbsp;d|
|
|
|---
| [[VW Цефея]]
| [[Цефей (сузір'я)|Цефей]]
| &nbsp;
| {{ntsh|7.23}}7<sup>m</sup>.23
| {{ntsh|7.68}}7<sup>m</sup>.68
| {{nts|0.45}}
| {{nts|0.278}}&nbsp;d
|  G5+K0Ve
|
|---
| [[WZ Цефея]]
| [[Цефей (сузір'я)|Цефей]]
| &nbsp;
| {{ntsh|11.4}}11<sup>m</sup>.4
| {{ntsh|12.0}}12<sup>m</sup>.0
| {{nts|0.6}}
| {{nts|0.41744}}&nbsp;d
|  F5
| можливо, є третій супутник
|---
| [[ε Південної Корони]]
| [[Південна Корона (сузір'я)|Південна Корона]]
| &nbsp;
| {{ntsh|4.74}}4<sup>m</sup>.74
| {{ntsh|5}}5<sup>m</sup>.0
| {{nts|0.26}}
| {{nts|0.5914264}}&nbsp;d
|
|
|---
| [[SX Ворона]]
| [[Ворон (сузір'я)|Ворон]]
|
| {{ntsh|8.99}}8<sup>m</sup>.99
| {{ntsh|9.25}}9<sup>m</sup>.25
| {{nts|0.26}}
| {{nts|0.32}}&nbsp;d
|  F7V + ?
|
|---
| [[V1191 Лебедя]]
| [[Лебідь (сузір'я)|Лебідь]]
|
| {{ntsh|10.82}}10<sup>m</sup>.82
| {{ntsh|11.15}}11<sup>m</sup>.15
| {{nts|0.33}}
| {{nts|0.31}}&nbsp;d
|  F6V + G5V
|
|---
| [[V571 Дракона]]
| [[Дракон (сузір'я)|Дракон]]
| Баркін, 2018
| {{ntsh|14.43}}14<sup>m</sup>.43
| {{ntsh|14.77}}14<sup>m</sup>.77
| {{nts|0.34}}
| {{nts|0.428988}}&nbsp;d
|
|
|---
| [[XY Лева]]
|[[Лев (сузір'я)|Лев]]
| &nbsp;
|{{ntsh|9.45}}9<sup>m</sup>.45
|{{ntsh|9.93}}9<sup>m</sup>.93
|{{nts|0.48}}
|{{nts|0.284}}&nbsp;d
| K0V+K0
|
|---
|[[CE Лева]]
|[[Лев (сузір'я)|Лев]]
|&nbsp;
|{{ntsh|11.8}}11<sup>m</sup>.8
|{{ntsh|12.6}}12<sup>m</sup>.6
|{{nts|0.8}}
|{{nts|0.303}}&nbsp;d
|
|
|---
| [[TV Живописця]]
| [[Живописець (сузір'я)|Живописець]]
| Фершурен, 1987
| {{ntsh|7.37}}7<sup>m</sup>.37
| {{ntsh|7.53}}7<sup>m</sup>.53
| {{nts|0.16}}
| {{nts|0.85}}&nbsp;d
|
|
|---
| [[Y Секстанта]]
| [[Секстант (сузір'я)|Секстант]]
|
| {{ntsh|9.81}}9<sup>m</sup>.81
| {{ntsh|10.23}}10<sup>m</sup>.23
| {{nts|0.42}}
| {{nts|0.42}}&nbsp;d
|
| можливо, два супутники дозоряної маси
|---
| [[W Великої Ведмедиці]]
| [[Велика Ведмедиця]]
| &nbsp;
| {{ntsh|7.75}}7<sup>m</sup>.75
| {{ntsh|8.48}}8<sup>m</sup>.48
| {{nts|0.73}}
| {{nts|0.3336}}&nbsp;d
|  F8Vp + F8Vp
| прототип, можливо потрійна зоряна система
|----
|}

== Примітки ==
{{reflist|group=notes}}

== Посилання ==
* [https://web.archive.org/web/20130824114805/http://celestialmatters.org/?q=node%2F134 Зорі типу W Великої Ведмедиці на celestialmatters.org]
* [http://www.youtube.com/watch?v=jV6trZBpl18 Відеоанімація на YouTube] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20161204193033/https://www.youtube.com/watch?v=jV6trZBpl18 |date=4 грудня 2016 }}
* {{YouTube|WMb1efhPp9A|Дивні об'єкти космосу: подвійні зорі типів β Ліри та W Великої Ведмедиці|logo=1}}

== Джерела ==
{{reflist}}

{{Змінні зорі (навігація)}}

[[Категорія:Затемнювані зорі|*]]
[[Категорія:Зорі типу W Великої Ведмедиці| ]]