之间天体列表和食雙星相似
天体列表和食雙星有(在联盟百科)3共同点: 大熊座W型變星,大陵五型變星,聯星。
大熊座W型變星
大熊W型變星是一種食雙星變星,兩顆星非常的靠近,以致兩顆星的表面互相接觸到。因為它們外面數層的氣體是共有的,因此被稱為共包層聯星。經由兩顆星相連之處,雙方的質量和熱可以相互流通,會使兩顆星的溫度一致。.
大陵五型變星
大陵五變星或大陵五型雙星是以英仙座β星(中國星名為大陵五)為代表的一種食变星。 當溫度較低的恆星由較熱的恆星前方經過時,會遮蔽後方恆星部份或全部的光,這是這對聯星光度的主極小,所以由地球觀察到的聯星亮度會下降;但稍後,當較熱的恆星經過過較冷恆星前方時,也會造成光度的下降,稱為第二極小或次極小。 由週期,或兩次主極小的時間間隔,是非常規律的,可以測量出聯星的公轉週期,這個時間就是兩顆星在軌道上互相環繞一周的時間。大部分的大陵五型變星是相當接近的雙星,它們的週期都不長,通常都在幾天之內。以知週期最短的是玉夫座VZ (0.145天),最長的則是御夫座ε,長達9892天(27年)。 大陵五型聯星系統的伴星是球形或略微橢球形,與所謂的天琴座β變星和大熊座W變星有所不同,這兩種變星的伴星都更為靠近,以致於引力會影響到恆星的外型。 通常,這類型的光度變化在一個視星等左右,已知變化最大的是天鷹座V342,光度變化達到3.4等。伴星可以是任何一種光譜類型,但較明亮的都屬於B、A、F或G型光譜。 大陵五型變星的原型是在1669年被Geminiano Montanari發現的英仙座β星,造成變光的機制則在1782年才被约翰·古德利克正確的予以闡明。 已知的大陵五型變星有數千顆,在2003年版的變星總目錄(gcvs)中已經列出了3,554顆,佔總數的9%,一些有趣的大陵五型變星可以在著名的變星列表中查到。.
聯星
聯星是兩顆恆星組成,在各自的軌道上圍繞著它們共同質量中心運轉的恆星系統。有著兩顆或更多恆星的系統稱為多星系統。這種系統,尤其是在距離遙遠時,肉眼看見的經常是單一的點光源,要過其它的觀測方法,才能揭示其本質。過去兩個世紀的研究顯示,一半以上可見的恆星都是多星系統。 雙星(double star)通常被視為聯星的同義詞;然而,雙星應該只是光學雙星。之所以稱為光學雙星,只是因為從地球上觀察它們在天球上的位置,在視線上幾乎是相同的位置。然而,它們的"雙重性"只取決於這光學效應;恆星本身之間的距離是遙遠的,沒有任何共用的物理連結。通過測量視差、自行或徑向速度的差異,可以揭示它們只是光學雙星。 許多著名的光學雙星尚未進行充分與嚴謹的觀測,來確認它們是光學雙星還是有引力束縛在一起的多星系統。 聯星系統在天文物理上非常重要,因為它們的軌道計算允許直接得出系統的質量,而更進一步還能間接估計出半徑和密度。也可以從質光關係(mass-luminosity relationship,MLR)估計出單獨一顆恆星的質量。 有些聯星經常是在以可見光檢測到的,在這種情況下,它們被稱為視覺聯星。許多視覺聯星有長達數百年或數千年的軌道週期,因此還不是很了解它們的軌道。它們也可能通過其他的技術,例如光譜學(聯星光譜)或天體測量學來檢測。如果聯星的軌道平面正巧在我們的視線方向上,它與伴星會發生互相食與凌的現象;這樣的一對聯星會被稱為食聯星,或因為它們是經由光度變化被檢測出來的,而被稱為光度計聯星。 如果聯星系統中的成員非常接近,將會因為引力而相互扭曲它們的大氣層。在這樣的情況下,這些接近的聯星系統可以交換質量,可能會帶來它們在恆星演化時,單獨的恆星不能達到的階段。這些聯星的例子有大陵五、天狼星、天鵝座X-1(這是眾所皆知的黑洞)。也有許多聯星是行星狀星雲的中心恆星,和新星與Ia型超新星的祖恆星。.
上面的列表回答下列问题
- 什么天体列表和食雙星的共同点。
- 什么是天体列表和食雙星之间的相似性
天体列表和食雙星之间的比较
天体列表有352个关系,而食雙星有10个。由于它们的共同之处3,杰卡德指数为0.83% = 3 / (352 + 10)。
参考
本文介绍天体列表和食雙星之间的关系。要访问该信息提取每篇文章,请访问: