Переменная Beta Lyrae - Beta Lyrae variable

Затменная двойная звезда типа Бета Лиры. Более тяжелый и белый компонент окружен газовым кольцом. Газ поступает во вторичный компонент каплевидной формы.

Переменные Бета Лиры - это класс тесных двойных звезд . Их общая яркость варьируется, потому что две составляющие звезды вращаются вокруг друг друга, и на этой орбите один компонент периодически проходит впереди другого, тем самым блокируя его свет. Два компонент звезда системы Бета Лира имеют достаточно большие вес (несколько солнечных масс ( M _☉ ) каждый) и расширенные ( гиганты или сверхгиганты ). Они настолько близки, что их формы сильно искажаются силами взаимной гравитации : звезды имеют эллипсоидальную форму, и от одного компонента к другому происходят обширные потоки массы.

Массовые потоки

Эти массовые потоки возникают из-за того, что одна из звезд в ходе своей эволюции превратилась в гиганта или сверхгиганта. Такие протяженные звезды легко теряют массу просто потому, что они такие большие: гравитация на их поверхности слабая, поэтому газ легко улетучивается (так называемый звездный ветер ). В тесных двойных системах, таких как системы бета Лиры, эту потерю массы усиливает второй эффект: когда гигантская звезда набухает, она может достичь своего предела Роша , то есть математической поверхности, окружающей два компонента двойной звезды, по которой может свободно течь материя. от одного компонента к другому.

В двойных звездах самая тяжелая звезда обычно первой превращается в гиганта или сверхгиганта. Расчеты показывают, что потеря массы станет настолько большой, что за сравнительно очень короткое время (менее полумиллиона лет) эта звезда, которая когда-то была самой тяжелой, теперь становится более легкой из двух компонентов. Часть его массы передается звезде-компаньону, остальное теряется в космосе.

Кривые блеска

В кривые блеска переменных бета Лиры довольно гладкие: затмений начинаются и заканчиваются так постепенно , что точные моменты невозможно определить. Это происходит из-за того, что поток массы между компонентами настолько велик, что охватывает всю систему общей атмосферой. Амплитуда вариаций яркости в большинстве случаев менее чем одной величины ; самая большая известная амплитуда - 2.3 звездной величины (V480 Lyrae).

Период изменения яркости очень регулярный. Он определяется периодом обращения двойной системы - временем, за которое два компонента совершают один оборот вокруг друг друга. Эти периоды короткие, обычно один или несколько дней. Самый короткий из известных периодов - 0,29 дня (QY Hydrae); самый длинный - 198,5 дней (W Crucis). В системах бета-лиры с периодами более 100 дней одним из компонентов обычно является сверхгигант .

Системы Beta Lyrae иногда рассматриваются как подтип переменных Algol ; однако их кривые блеска различаются ( затмения переменных Алгола выражены гораздо резче). С другой стороны, переменные бета-лиры выглядят как переменные W Ursae Majoris ; однако последние, как правило, являются еще более близкими двойными (так называемые контактные двойные системы ), и их составляющие звезды в основном легче, чем компоненты системы бета Лиры (около 1  M _☉ ).

Примеры звезд β Лиры

Прототипом переменных звезд типа β Лиры является β Лиры , также называемая Шелиаком. Его изменчивость была обнаружена в 1784 году Джоном Гудрике .

Известно около тысячи двойных систем β Лиры: в последнем издании Общего каталога переменных звезд (2003 г.) их 835 (2,2% от всех переменных звезд). Ниже приведены данные для десяти наиболее ярких переменных β Лиры. (См. Также список известных переменных звезд .)