W Ursae Majoris

W Ursae Majoris Beobachtungsdaten
( Epoche J2000.0 )
Richtiger Aufstieg 09 h  43 m  45.46861 s
Deklination 55 ° 57 '09 .0758 ''
Konstellation Großer Bär
Scheinbare Größe 7,90 (7,75–8,48)

Ort im Sternbild: Ursa Major

(Siehe Situation im Sternbild: Großer Wagen) Ursa Major IAU.svg
Eigenschaften
Spektraltyp F8Vp + F8Vp
UB- Index 0,08
BV- Index 0,66
Variabilität W UMa
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit −46  km / s
Saubere Bewegung μ α  = +15,47  mas / a
μ δ  = –27,30  mas / a
Parallaxe 18,72 ± 1,47  mas
Entfernung 170 ± 10  al
Physikalische Eigenschaften
Masse 1.190 / 0.570  M ☉
Strahl 1,084 / 0,775  R ☉
Drehung 144,40  ±  6,52  km / s
Binär
Semi-Major-Achse (a) 2,443  R ☉
Periode (P) 0,333 6  d
Neigung (i) 86,0 °
Periapsis-Argument (ω) °
Länge des aufsteigenden Knotens (Ω) °
Epoche der Periapsis (τ) kein Wort

Andere Bezeichnungen

HD 83950 , BD +  561400, HIP  47727, SAO  27364, CCDM 09438 + 5557, ADS 7494

W Ursae Majoris ( W UMa ) ist die variable Sternbezeichnung eines Doppelsterns im borealen Sternbild Ursa Major . Es hat eine scheinbare Größe von etwa 7,9, was zu klein ist, um mit bloßem Auge gesehen zu werden, aber es kann mit einem kleinen Teleskop gesehen werden. Die Parallaxen messen es in einer Entfernung von etwa 170 Lichtjahren (53 Parsec ) von der Erde .

1903 entdeckten die deutschen Astronomen Gustav Müller und Paul Kempf , dass die Helligkeit dieses Systems unterschiedlich war. Seitdem ist es der Prototyp und der Namensgeber eines variablen Sterntyps namens W-Typ-Variablen Ursae Majoris . Das System besteht aus zwei Sternen in einer engen Kreisbahn mit einem Zeitraum von 0,3336 Tagen oder 8 Stunden und 23 Sekunden. Während jedes Zyklus verdunkelt jeder Stern den anderen, was zu einem Größenabfall führt. Die maximale Größe des Paares beträgt 7,75 mag. Während der primären Sonnenfinsternis sinkt die Gesamtgröße um 0,73 mag, während die sekundäre Sonnenfinsternis einen Größenabfall von 0,68 mag verursacht.

Die beiden Sterne von W Ursae Majoris sind so nahe beieinander, dass ihre äußeren Hüllkurven in direktem Kontakt stehen, was sie zu einer Kontaktbinärdatei macht . Infolgedessen haben sie den gleichen Spektraltyp F8Vp, der dem Spektrum eines Hauptreihensterns entspricht, der seine Energie aus der Kernfusion von Wasserstoff bezieht . Die Primärkomponente hat jedoch eine Masse und einen höheren Radius als die Sekundärkomponente mit dem 1,19-fachen der Sonnenmasse und dem 1,08-fachen des Sonnenradius . Die Sekundärseite hat eine Sonnenmasse von 0,57 und einen Sonnenradius von 0,78.

Die Umlaufzeit des Systems hat sich seit 1903 geändert, was auf einen Stoffübergang oder eine Bremswirkung von Magnetfeldern zurückzuführen sein kann. Auf der Oberfläche von Sternen wurden Sternflecken beobachtet und starke Röntgenemissionen festgestellt, was auf eine hohe magnetische Aktivität hinweist , die für Variablen vom Typ W Uma typisch ist. Diese magnetische Aktivität könnte eine Rolle bei der Regulierung der Periodizität und der Amplitude von Stoffübergängen spielen.

W Ursae Majoris hat einen Begleiter 12 th Größe mit der Bezeichnung ADS 7494B. Sie könnten sich zusammen im Raum bewegen.

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Externe Links