Просмотр кода страницы Переменная типа W Большой Медведицы

[[Файл:44i_Bootis_artist's_conception.jpg |thumb|250px|right|Контактная двойная звезда [[44 Волопаса]] в представлении художника.]]
'''Затменные переменные типа W Большой Медведицы (EW)''' являются разновидностью затменных [[Двойная звезда#Затменно-двойные звезды|двойных звёзд]]. Эти звезды настолько близки, что их поверхности касаются друг друга, и они постоянно обмениваются материалом с внешних слоёв. Через узкое горлышко, существующее между двумя звёздами, происходит перетекание вещества, что приводит к выравниванию масс и температур компонентов. Оба компонента систем этого типа находятся на [[Главная последовательность|главной последовательности]] и оба заполняют свои [[полость Роша|полости Роша]]. Вещество в таких системах перетекает от более массивной звезды к менее массивной, но это «в среднем» на очень больших интервалах времени, а на коротких интервалах процесс носит гораздо более сложный циклический характер. Полной теории эволюции систем данного типа до сих пор нет. В статье<ref>Lifang Li, Zhanwen Han, Fenghui Zhang. Структура и эволюция маломассивных систем типа W UMa (Structure and evolution of low mass W UMa type systems), [https://arxiv.org/abs/astro-ph/0403337] (2004)</ref> приведено достаточно детальное рассмотрение современного состояния этой проблемы.

Переменные этого типа подразделяются на 2 основных подкласса — A и W. Затменные переменные типа A состоят из двух звёзд, более горячих, чем [[Солнце]], и принадлежат к [[Спектральный класс|спектральному классу]] A или F, в также имеют период изменения блеска от 0,4 до 0,8 дней. Переменные типа W принадлежат к более холодным спектральным классам G или K и имеют более короткий период — от 0,22 до 0,4 дней. Разница между температурами на поверхности обеих звёзд меньше, чем несколько сотен градусов. В [[1978 год в науке|1978 году]] выделен подкласс B, в котором разность поверхностных температур больше. В [[2004 год в науке|2004 году]] выделен подкласс H, в котором коэффициент отношения масс <math>q</math>, равный отношению массы вторичной звезды к массе главной звезды, больше <math>0,72</math>, а также больший [[Момент импульса|угловой момент]].

Кривая изменения блеска также отличается от кривой классических [[Переменная звезда#Затменные переменные звёзды|затменных двойных звёзд]], из-за того, что звёзды, находясь рядом, постоянно затмевают одна другую, а также из-за мощного гравитационного воздействия сильно искажают форму друг друга. Минимумы на кривой блеска, в отличие от других затменных двойных звёзд, обычно одинаковы, так как звёзды имеют одинаковую яркость.

== Примеры переменных типа W Большой Медведицы ==
Прототипом данного класса звёзд является [[W Большой Медведицы]].

{| class=wikitable
! width=200px|Название!!width=160px|[[Видимая звёздная величина|Звёздная величина]]!!width=160px|Период (дней)!!width=160px|[[Спектральный класс]]
|-
|align="center"| [[Эпсилон Южной Короны|ε Южной Короны]] ||align="center"|4,74 — 5||align="center"|0,5914||align="center" bgcolor="#ffffdd"|F2V
|-
|align="center"| [[S Насоса]] ||align="center"|6,4 — 6,92||align="center"|0,6483||align="center" bgcolor="#ffffff"|A9Vn
|-
|align="center"| [[W Большой Медведицы]] ||align="center"|7,75 — 8,48||align="center"|0,4387||align="center" bgcolor="#ffff77"|G2V
|-
|align="center"| [[EM Цефея]] ||align="center"|7,02 — 7,17||align="center"|0,8062||align="center" bgcolor="#ccffff"|B1Ve
|-
|align="center"| [[HT Девы]] ||align="center"|7,06 — 7,48||align="center"|0,4077||align="center" bgcolor="#ffffbb"|F8V
|}

== Примечания ==
{{примечания}}

{{Переменные звёзды}}

[[Категория:Переменные типа W Большой Медведицы|*]]
[[Категория:Двойные звёзды]]
[[Категория:Переменные звёзды]]