Beta Lyrae zmienna - Beta Lyrae variable

Beta Lyrae zmienne są klasą bliskich gwiazd podwójnych . Ich łączna jasność jest zmienna , ponieważ te dwie gwiazdy okrążają się nawzajem elementów, w tym jeden składnik orbicie cyklicznie przechodzi przed drugim, tym samym blokując jego światło. Dwuskładnikowej gwiazdy systemów Beta Lyrae są dość ciężkie (kilka mas Słońca ( M _☉ ) każda) i Extended ( gigantów lub nadolbrzymy ). Są tak blisko, że ich kształty są mocno zniekształcone przez wzajemne grawitacyjnych sił: gwiazdy mają elipsoidalny kształt, a tam są rozległe masa przepływa z jednego elementu na drugi.

przepływy masowe

Te przepływy masowe wystąpić, ponieważ jedna z gwiazd, w trakcie jego ewolucji , stała się gigantem lub nadolbrzym. Takie rozszerzone gwiazdek łatwo stracić masy, tylko dlatego, że są one tak duże: grawitacja na ich powierzchni jest słaby, więc łatwo ucieka gaz (tzw wiatr gwiazdowy ). W bliskich układach podwójnych, takie jak beta systemów Lyrae, drugi efekt wzmacnia tę utratę masy: kiedy olbrzym pęcznieje gwiazdowe, może osiągnąć granicę Roche'a , czyli matematyczny powierzchnia otaczająca dwa składniki binarnym gwiazdy, w którym sprawa może swobodnie przepływać z jednego elementu na drugi.

W gwiazdach binarnych najcięższym gwiazda ogólnie jako pierwszy przekształci się w olbrzyma lub nadolbrzymem. Obliczenia wskazują, że jego utrata masy wtedy będzie tak duża, że ​​w stosunkowo krótkim czasie (mniej niż pół miliona lat) to gwiazdy, które kiedyś było najcięższe, teraz staje się lżejszy od dwóch składników. Część jego masy jest przekazywana do gwiazdy towarzysza, reszta gubi się w przestrzeni.

krzywe świetlnych

Te krzywe świetlnych od Beta Lyrae zmiennych są dość gładkie: zaćmienia rozpocząć i zakończyć tak stopniowo, że dokładne momenty są niemożliwe do opowiedzenia. Jest tak, ponieważ przepływ masy pomiędzy elementami jest tak duża, że otacza cały system wspólnego atmosfery. Amplituda od zmian jasności jest w większości przypadków mniej niż jednej wielkości ; największą amplitudę znany jest 2,3 Lyrae wielkości (V480).

Okres zmian jasności jest bardzo regularny. Jest ona określana przez okres rewolucja binarnym, to czas potrzebny dla dwóch komponentów po orbicie wokół siebie. Okresy te są krótkie, zwykle jeden lub kilka dni. Najkrótszy czas jest znany 0.29 dni (QY Hydrae); najdłuższy 198.5 dni (W Crucis). W systemach beta Lyrae o okresach większych niż 100 dni, jeden ze składników jest na ogół nadolbrzymem .

Beta Systemy Lyrae są niekiedy uważane za podtyp ze zmiennymi Algol ; Jednak ich krzywe świetlnych są różne ( zaćmienie zmiennych Algol są bardziej ostro zdefiniowany). Z drugiej strony, Beta Lyrae zmienne wyglądają trochę jak gwiazdy zmienne typu w uma ; Jednakże, ostatnie są na ogół jeszcze bliżej programy (tak zwane binarnymi kontaktowe), a ich gwiazdy części są głównie lżejsze niż składniki beta systemu Lyrae (około 1  M _☉ ).

Przykłady beta Lyrae gwiazdek

Prototyp Lyrae beta typu gwiazd zmiennych jest p Lyrae , zwany także Sheliak. Jej zmienność została odkryta w 1784 przez John Goodricke .

Prawie tysiąc p binarne Lyrae są znane: najnowsza edycja Katalogu Głównym gwiazd zmiennych (2003) wymienia 835 z nich (2,2% wszystkich gwiazd zmiennych). Dane dla dziesięciu najzdolniejszych beta Lyrae zmiennych podane są poniżej. (Patrz również listę znanych gwiazd zmiennych ).