متغير W Ursae Majoris

النجم المتغير من نوع W Ursae Majoris ، المعروف أيضًا باسم النجم الثنائي المتلامس منخفض الكتلة ، هو نوع من النجوم المتغيرة الثنائية الكسوفية . هذه النجوم عبارة عن أنظمة ثنائية متقاربة من الأنواع الطيفية F أو G أو K، تشترك في غلاف مادي مشترك، وبالتالي فهي متلامسة. تُسمى هذه الأنظمة بالثنائيات المتلامسة لأن النجمين يتلامسان وينقلان الكتلة والطاقة عبر العنق الرابط بينهما، على الرغم من أن عالم الفلك روبرت إي. ويلسون يرى أن مصطلح "التلامس الزائد" أكثر ملاءمة. ^{[ 1 ]}

ينقسم هذا النوع إلى فئتين فرعيتين: النوع A والنوع W. ^{[ 3 ]} تتكون الثنائيات من النوع A من نجمين أشد حرارة من الشمس، ولهما نوعان طيفيان A أو F، وفترات مدارية تتراوح بين 0.4 و0.8 يوم. أما الثنائيات من النوع W فلها أنواع طيفية أبرد، G أو K، وفترات مدارية أقصر تتراوح بين 0.22 و0.4 يوم. ويقل الفرق بين درجات حرارة سطح مكوناتها عن بضع مئات من الكلفن . وفي عام 1978، تم استحداث فئة فرعية جديدة هي النوع B، والتي تتميز بفرق أكبر في درجات حرارة السطح. وفي عام 2004، اكتشف زيلارد تشيزماديا وبيتر كلاغيفيك أنظمة H (ذات نسبة الكتلة العالية). ^{[ 4 ]} تتميز أنظمة H بنسبة كتلة أعلى من${\displaystyle q=0.72}$(${\displaystyle q}$= (كتلة الجسم الثانوي)/(كتلة الجسم الأساسي)) ولديهم زخم زاوي إضافي .

أظهر أولين ج . إيجن لأول مرة أن هذه النجوم تتبع علاقة بين الفترة واللون (الأنظمة ذات الفترة الأقصر تكون أكثر احمرارًا). ^{[ 5 ]} في عام 2012، نشر تيريل وجروس وكووني مسحًا لونيًا لـ 606 نظامًا من نوع W UMa في نظام جونسون -كوزينز الضوئي . ^{[ 6 ]}

تختلف منحنيات الضوء الخاصة بها عن منحنيات الثنائيات الكسوفية الكلاسيكية ، إذ تخضع لتغير إهليلجي ثابت بدلاً من الكسوفات المنفصلة . ويعود ذلك إلى أن النجوم تتشوه بفعل الجاذبية المتبادلة، وبالتالي تتغير المساحة المسقطة للنجوم باستمرار. وعادةً ما تكون أعماق الحد الأدنى للسطوع متساوية لأن كلا النجمين لهما درجات حرارة سطحية متقاربة .

W Ursae Majoris هو النموذج الأولي لهذه الفئة.

• أطلس OGLE لمنحنيات ضوء النجوم المتغيرة - الثنائيات من نوع الدب الأكبر