Бета Лиры - Beta Lyrae

Бета Лиры
Созвездие Лира map.svg
Расположение β Лиры в Лире
Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
Созвездие Лира
Прямое восхождение 18 ч 50 м 04.79525 с
Склонение + 33 ° 21 ′ 45,6100 ″
Видимая звездная величина  (V) 3,52 (3,25 - 4,36)
Характеристики
Спектральный тип B6-8II + B
Индекс цвета U − B -0,56
Индекс цвета B − V +0.00
Тип переменной β Lyr
Астрометрия
А
Радиальная скорость (R v ) −19,2 км / с
Собственное движение (μ) RA:  1,90  мас / год
декабрь .:  -3.53  Рождество / год
Параллакс (π) 3,39 ± 0,17  мсек. Дуги
Расстояние 960 ± 50  св. Лет
(290 ± 10  шт. )
Абсолютная звездная величина  (M V ) −3,82
B
Радиальная скорость (R v ) −14 ± 5  км / с
Собственное движение (μ) РА: 4.373 ± 0,087  мас / год
Dec .: -0.982 ± 0,098  мас / год
Параллакс (π) 3.0065 ± 0,0542  мас
Расстояние 1080 ± 20  св. Лет
(333 ± 6  шт. )
Орбита
Начальный Aa1
Компаньон Бета Лиры Aa2
Период (P) 12.9414 дней
Большая полуось (а) 0,865 ± 0,048  мас
Эксцентриситет (e) 0
Наклон (i) 92,25 ± 0,82 °
Долгота узла (Ω) 254,39 ± 0,83 °
Подробности
β Lyr Aa1
Масса 2,97 ± 0,2  М
Радиус 15,2 ± 0,2  R
Яркость 6,500  л
Поверхностная сила тяжести (log  g ) 2,5 ± 0,1  кгс
Температура 13 300  К
Возраст 23  млн лет
β Lyr Aa2
Масса 13,16 ± 0,3  М
Радиус 6.0 ± 0.2  R
Яркость 26,300  л
Поверхностная сила тяжести (log  g ) 4,0 ± 0,1  кгс
Температура 30 000 ± 2 000  К
Прочие обозначения
Шеляк, Шеляк, Шиляк, WDS  18501 + 3322
β Лиры A : 10 Лиры, AAVSO 1846 + 33, BD +33 3223, FK5  705, HD  174638, HIP  92420, HR  7106, SAO  67451/2
β Лиры B : HD  174664, BD +33 3224, SAO  67453
Ссылки на базы данных
SIMBAD β Лиры
B

Шелиак ( β Лиры , сокращенно Бета Ьуг , β Ьуг ) официально назван Sheliak ( арабский : الشلياق, Латинизация : зола-Shiliyāq) ( МПА : / ʃ я л я æ к / ), традиционное название системы, является кратная звездная система в созвездии из Лиры . Согласно измерениям параллакса, полученным во время миссии Hipparcos , он удален от Солнца примерно на 960 световых лет (290 парсеков ) .

Хотя невооруженным глазом она выглядит как единая светящаяся точка, на самом деле она состоит из шести компонентов с видимой величиной 14,3 или более яркой. Самый яркий компонент, обозначенный Beta Lyrae A, сам по себе является тройной звездной системой , состоящей из затменной двойной пары (Aa) и одной звезды (Ab). Два компонента бинарной пары обозначены Beta Lyrae Aa1 и Aa2. Дополнительные пять компонентов, обозначенные как Beta Lyrae B, C, D, E и F, в настоящее время считаются одиночными звездами.

Номенклатура

β Лиры ( латинизированный до Beta Lyrae ) - это обозначение системы Байера , установленное Иоганном Байером в его Уранометрии 1603 года, и означает, что это вторая по яркости звезда в созвездии Лиры . WDS J18501 + 3322 - это обозначение в Вашингтонском каталоге двойной звезды . Обозначения компонентов как Beta Lyrae A , B и C или, альтернативно, WDS J18501 + 3322A , B и C , а также WDS J18501 + 3322D , E и F , а также компоненты A - Beta Lyrae Aa , Aa1 , Aa2 и Ab - происходит из соглашения, используемого Вашингтонским каталогом множественности (WMC) для множественных звездных систем и принятого Международным астрономическим союзом (IAU).

Бета Лира носила традиционное имя Шелиак (иногда Шеляк или Шилиак ), происходящее от арабского الشلياق šiliyāq или Аль-Шиляк, одного из названий созвездия Лиры в исламской астрономии . В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN) для каталогизации и стандартизации имен собственных для звезд. WGSN решила присвоить собственные имена отдельным звездам, а не целым множественным системам . Он утвердил название Sheliak для компонента Beta Lyrae Aa1 21 августа 2016 года, и теперь он включен в Список одобренных IAU звездных имен.

В китайской астрономии , Цан Tae (漸台( Jiāntāi ), а это означает клепсидру террасу , относится к астеризму , состоящему из этой звезды, Delta² Лиры , Гамма Лиры и йота Лиры . Следовательно, китайское названием для самого шелиака является漸台二( Jiāntāièr , Английский: Вторая звезда террасы Клепсидры .)

Характеристики

Бета-лира решена с использованием массива CHARA

Beta Lyrae Aa - это полуразделенная двойная система, состоящая из главной звезды класса B6-8 и вторичной звезды, которая, вероятно, также является звездой B-типа. Более тусклая и менее массивная звезда в системе когда-то была более массивным членом пары, что заставило ее сначала уйти от главной последовательности и стать гигантской звездой . Поскольку пара находится на близкой орбите, когда эта звезда расширилась до гиганта, она заполнила свою полость Роша и передала большую часть своей массы своему компаньону.

Вторичная, теперь более массивная звезда окружена аккреционным диском от этого массопереноса с биполярными струйными элементами, выступающими перпендикулярно диску. Этот аккреционный диск блокирует взгляд людей на вторичную звезду, снижая ее видимую светимость и затрудняя для астрономов определение ее звездного типа. Количество массы, передаваемой между двумя звездами, составляет около 2 × 10 -5 солнечных масс в год, или эквивалент массы Солнца каждые 50 000 лет, что приводит к увеличению периода обращения вокруг Земли примерно на 19 секунд каждый год. В спектре Beta Lyrae видны эмиссионные линии аккреционного диска. Диск дает около 20% яркости системы.

В 2006 году исследование адаптивной оптики обнаружило возможного третьего компаньона, Beta Lyrae Ab. Он был обнаружен на угловом расстоянии 0,54 дюйма с дифференциальной звездной величиной +4,53. Разница в звездных величинах предполагает, что его спектральный класс находится в диапазоне B2-B5 V. Этот спутник сделает Beta Lyrae A иерархической тройной системой.

Изменчивость

Переменной светимостью этой системы была обнаружена в 1784 году британским астрономом - любителем Гудрайк . Орбитальная плоскость этой системы почти совпадает с лучом зрения с Земли, поэтому две звезды периодически затмевают друг друга. Это заставляет Beta Lyrae регулярно изменять свою видимую величину с +3,2 до +4,4 в течение периода обращения 12,9414 дней. Он образует прототип класса эллипсоидальных "контактных" затменных двойных систем .

Эти два компонента настолько близки друг к другу, что их невозможно разрешить с помощью оптических телескопов, образуя спектрально-двойную систему . В 2008 году первичная звезда и аккреционный диск вторичной звезды были разрешены и отображены с помощью интерферометра CHARA Array и Michigan InfraRed Combiner (MIRC) в ближнем инфракрасном диапазоне H (см. Видео ниже), что позволило вычислить элементы орбиты. в первый раз.

Помимо обычных затмений, система показывает меньшие и более медленные изменения яркости. Считается, что они вызваны изменениями в аккреционном диске и сопровождаются изменением профиля и силы спектральных линий, особенно эмиссионных линий. Вариации нерегулярны, но характеризуются периодом в 282 дня.

Товарищи

Помимо Beta Lyrae A, были каталогизированы несколько других спутников. β Lyr B с угловым разделением 45,7 дюйма относится к спектральному классу B7V, имеет видимую звездную величину +7,2 и может быть легко замечен в бинокль. Он примерно в 80 раз ярче Солнца. В 1962 году он был идентифицирован как спектрально-двойная с периодом 4,348 дня, но в выпуске 2004 года каталога спектроскопических двойных орбит SB9 она пропущена, поэтому теперь она считается одиночной звездой.

Следующие два самых ярких компонента - E и F. β Lyr E - величина 10,1v, расстояние 67 дюймов, а β Lyr F - величина 10,6v, расстояние 86 дюймов. Оба являются химически пекулярными звездами ; обе занесены в каталог как Ap-звезды , хотя компонент F иногда считают Am-звездой .

В каталоге двойных звезд Вашингтона перечислены два более слабых спутника, C и D, на расстоянии 47 дюймов и 64 дюймов соответственно. Было обнаружено, что яркость компонента C различается более чем на величину, но тип изменчивости неизвестен.

Компоненты A, B и F считаются членами группы звезд вокруг β Лиры, находящихся примерно на одинаковом расстоянии и движущихся вместе. Остальные просто оказываются на той же прямой видимости. Анализ астрометрии Gaia Data Release 2 показывает группу из около 100 звезд вокруг β Лиры, которые разделяют ее космическое движение и находятся на одинаковом расстоянии. Это скопление было названо Gaia 8. Все члены скопления - это звезды главной последовательности, и отсутствие поворота на главной последовательности означает, что точный возраст не может быть вычислен, но возраст скопления оценивается от 30 до 100 миллионов лет. Средний параллакс Gaia DR2 для звезд-членов составляет3,4  мас .

Космический аппарат Gaia предоставил эти данные для звезд, перечисленных в WDS:

Составная часть Спектральный класс Величина (G) Правильное движение Радиальная скорость (км / с) Параллакс (мас) Симбад
РА (мес / год) δ (мсек / год)
А 3,25–4,36 1,569 ± 0,582 -2,523 ± 0,594 2,20 ± 0,7 1,0851 ± 0,3398
B B7V 7,19 4,373 ± 0,087 -0,982 ± 0,098 -14 ± 5 3,0065 ± 0,0542
C Би 2 13.07 -1,936 ± 0,024 -1,824 ± 0,030 ? 0,2384 ± 0,0151
D K3V 14,96 -0,108 ± 0,062 -17,792 ± 0,074 ? 0,8378 ± 0,0368
E G5 9,77 1,649 ± 0,051 0,719 ± 0,053 1.4 1,6209 ± 0,0339
F G5 10.10 1,258 ± 0,047 -3,793 ± 0,052 -16,83 ± 1,41 3,5222 ± 0,0307

Смотрите также

Рекомендации

Внешние ссылки