Variabilă Beta Lyrae
Variabilele Beta Lyrae sunt un tip de stele duble foarte apropiate. Luminozitatea lor totală este variabilă, deoarece cele două componente se orbitează reciproc eclipsând periodic. Cele două componente ale unui sistem Beta Lyrae sunt foarte grele (mai multe mase solare fiecare) și mari ( giganți sau supergiganti ). De asemenea, sunt atât de apropiați încât forma lor este distorsionată drastic de gravitația celuilalt: au o formă eliptică și există o cantitate mare de materie care curge de la o componentă la alta.
Schimb de materii
Schimburile de materie au loc deoarece, pe parcursul evoluției sale, una dintre stele devine un gigant sau un supergigant. Aceste stele mari pot pierde cu ușurință masă, deoarece forța gravitațională la suprafața lor este slabă, astfel încât gazul se îndepărtează cu ușurință (prin așa-numitul vânt stelar ). În binarele înguste, cum ar fi sistemele Beta Lyrae, această pierdere de masă este întărită de faptul că, atunci când steaua gigantică se umflă, ajunge la lobul său Roche , adică setul de puncte dincolo de care straturile exterioare ale unei stele ajung să cadă pe de altă parte.
În sistemele binare, cea mai masivă stea evoluează mai întâi într-un gigant sau supergigant. Pierderea sa de masă este de așa natură încât într-un timp relativ foarte scurt (mai puțin de jumătate de milion de ani) această stea devine cea mai puțin masivă dintre cele două, deși inițial este mai masivă. O parte din masa sa este transferată însoțitorului, restul se pierde în spațiu.
Curba luminii
Curbele de lumină ale variabilelor Beta Lyrae sunt foarte netede: eclipsele încep și se termină foarte treptat. Acest lucru se datorează fluxurilor de masă dintre cele două componente care învelesc ambele stele într-o atmosferă comună. Amplitudinea variației de luminozitate este în multe cazuri mai mică de o magnitudine ; cea mai mare amplitudine cunoscută este de 2,3 magnitudini (V480 Lyrae).
Perioada schimbării luminozității este foarte regulată. Este determinat de perioada mișcării de revoluție , timpul necesar celor două componente pentru a se orbita reciproc. De obicei este scurt, o zi sau câteva zile. Cea mai scurtă perioadă cunoscută este de 0,29 zile (QY Hydrae); cea mai lungă este de 198,5 zile (W Crucis). În sistemele Beta Lyrae cu perioade mai mari de 100 de zile, una dintre cele două componente este, în general, un supergigant.
Sistemele Beta Lyrae sunt uneori considerate un subtip al variabilelor Algol ; cu toate acestea, curbele de lumină sunt diferite, deoarece eclipsele variabilelor Algol sunt mult mai definite. Mai mult, sistemele Beta Lyrae seamănă cu variabilele W Ursae Majoris . Cu toate acestea, acestea din urmă sunt sisteme în care componentele sunt chiar mai apropiate (atât de mult încât sunt binare în contact ) și mai puțin grele decât componentele sistemelor Beta Lyrae (aproximativ o masă solară )
Exemple de variabile Beta Lyrae
Prototipul variabilelor Beta Lyrae este steaua β Lyrae , numită și Sheliak . Variabilitatea sa a fost descoperită în 1784 de John Goodricke .
Se cunosc aproape o mie de variabile Beta Lyrae: ediția din 2003 a Catalogului general al stelelor variabile listează 835 (2,2% din toate stelele variabile).
Mai jos sunt date pentru cele mai strălucitoare zece variabile Beta Lyrae.
| Stea | Tip* | perioada (zile) | Magnitudine aparentă (max, min) | Clasificare | distanţă ( ani lumină ) |
|---|---|---|---|---|---|
| ζ Și | EB / GS / RS | 17,7695 | 3.92-4.14 | K1II-III | 181 |
| UW CMa | ~ EB / KE | 4.393407 | 4.84-5.33 | O7Iafp + OB | ~ 3000 |
| τ CMa | EB | 1.28 | 4.32-4.37 | O9Ib | ~ 3000 |
| β Lyr (prototip) | EB | 12.913834 | 3,25-4,36 | B8II-IIIep | 880 |
| δ Pic | ~ EB / D | 1.672541 | 4.65-4.90 | B3III + O9V | 1700 |
| V Pup | EB / SD | 1.4544859 | 4.35-4.92 | B1Vp + B3 | 1200 |
| PU Pup | EB | 2.57895 | 4,69-4,75 | B9 | 550 |
| υ Sgr | EB / GS | 137,939 | 4.53-4.61 | B8pI + O9V? (sau F2p?) | ~ 1700 |
| μ 1 Sco | EB / SD | 1.44626907 | 2.94-3.22 | B1.5V + B6.5V | 800 |
| π Sco | EB | 1,57 | 2,82-2,85 | B1V + B2V | 460 |
| *) EB = variabila Beta Lyrae; pentru alte coduri vezi : Catalogul general al stelelor variabile | |||||
