Gwiazda zmienna typu Beta Lyrae

W astronomii , A typ zmiennej Beta Lyrae (gwiazdka) to specjalny rodzaj binarnego zasłaniając gwiazdy .

Charakterystyka

Gwiazdy typu Beta Lyrae tworzą blisko spokrewnione układy podwójne; całkowita jasność układu jest zmienna, ponieważ jeden z elementów okresowo przechodzi przed drugim widzianym z Ziemi, blokując w ten sposób jego światło. Dwa składniki systemów typu Beta Lyrae to masywne (każdy o masach Słońca ) i rozległe ( olbrzym lub nadolbrzym ). Są tak blisko, że ich kształt jest silnie zdeformowany siłami grawitacji: gwiazdy te mają elipsoidalne kształty i zachodzą między nimi znaczne przepływy materii.

Przepływ materiału

Będąc gigantami lub nadolbrzymami, gwiazdy typu Beta Lyrae podlegają intensywnej utracie materii w postaci wiatru gwiezdnego  ; będąc blisko, drugi efekt wzmacnia te transfery: kiedy jedna z gwiazd się rozciąga, może dotrzeć do jej płata Roche i w ten sposób stracić materię.

Najbardziej masywna gwiazda jest zwykle pierwszą, która ewoluuje w olbrzyma lub nadolbrzyma. W tym przypadku transfery masy z jednej gwiazdy do drugiej stają się tak ważne, że ta pierwsza gwiazda za mniej niż milion lat staje się najlżejszą w układzie. To oczywiście silnie modyfikuje przyszłą ewolucję każdej z dwóch gwiazd.

Krzywa światła

Światła krzywej zmiennej typu beta Lyrae jest stosunkowo gładka zaćmienie zaczynają i kończą się stopniowo w wyniku przepływu materii między dwoma składnikami. Amplituda zmian na ogół nie przekracza jednej wielkości  ; największa znana amplituda wynosi 2,3 m ( V480 Lyrae ).

Okres zmienności jest bardzo regularny, zdeterminowany okresem obrotów gwiazdy podwójnej. Zwykle trwa krótko, zwykle kilka dni. Najkrótszy znany okres to 0,29 dnia ( QY Hydrae ), najdłuższy 198,4 dnia ( W Crucis ). W systemach o okresie dłuższym niż 100 dni jednym z elementów jest zwykle nadolbrzym.

Systemy Beta Lyrae są czasami uważane za podrodzaj zmiennych typu Algol  ; jednak zaćmienia zmiennych typu Algol są znacznie jaśniejsze. Z drugiej strony zmienne Beta Lyrae wyglądają jak zmienne typu W Ursae Majoris  ; te ostatnie są na ogół bliżej ( układy binarne kontaktowe ), a ich składniki są lżejsze (w przybliżeniu jedna masa Słońca).

Przykłady

Prototypem tych gwiazd jest β Lyrae (czasami nazywana Sheliak). Jej zmienność odkrył w 1784 roku John Goodricke .

Znanych jest prawie tysiąc plików binarnych typu β Lyrae: najnowsze wydanie General Catalog of Variable Stars (2003) w pozycji 835 (2,2% wszystkich znanych zmiennych). Poniższa tabela przedstawia charakterystykę dziesięciu najjaśniejszych zmiennych β Lyrae.

Zobacz też

• Gwiazda podwójna
• Gwiazda zmienna