En förmörkande β Lyrae-variabel

Variabla stjärnor av typen β (beta) Lyrae (EB) är en av undertyperna av klassen av binära stjärnor . Den totala ljusstyrkan för de två stjärnorna är variabel , eftersom de kretsar kring ett gemensamt masscentrum i ett plan nära synlinjen för en jordisk observatör.

I det här fallet blockerar en av stjärnorna i paret regelbundet ljuset från den andra (delvis eller helt), och perioden för ljusstyrkeändringen sammanfaller med deras omloppsperiod. Båda stjärnorna som ingår i systemet är ganska massiva: en av dem har en massa på flera solceller, och den andra är en jätte eller till och med en superjätte . Eftersom dessa stjärnor är mycket nära varandra, blir deras former "melonliknande" på grund av gravitationskrafter, så maximaområdena på ljuskurvan är mjukt avrundade [1] , och det finns praktiskt taget inga områden med konstant ljus på ljuskurvan. ljuskurva.

Massflöde

Massflödet uppstår på grund av att en av stjärnorna som håller på att utvecklas blir en jätte eller superjätte . En sådan jättestjärna förlorar mycket lätt massa eftersom den är mycket stor, gravitationen på dess yta är mycket svag och gas flödar lätt från dess yta (det här fenomenet kallas stjärnvind ). I system som β Lyrae finns det också en sekundär effekt som accelererar massflödet: en jättestjärna ökar i storlek under evolutionen och kan så småningom fylla sin Roche-lob , då kommer gas från en stjärna fritt att flöda till en annan genom den första Lagrangepunkten .

I binära system är den tyngre stjärnan den första som utvecklas till en jätte eller superjätte . Beräkningar visar att på relativt kort tid (mindre än en halv miljon år) tappar en tyngre stjärna massa och blir lättare. Under flödet faller en del av massan på sällskapsstjärnans yta, och en del blir kvar mellan stjärnorna och skapar ett gemensamt skal.

Ljuskurva

Ljuskurvorna i system av β Lyrae-typen är mycket jämna: början och slutet av förmörkelser av en stjärna i en annan är så jämna att det är omöjligt att bestämma deras exakta ögonblick. Detta sker på grund av komponenternas "melonliknande" natur [1] , och även på grund av att massöverföringen skapar ett gemensamt skal som omger båda stjärnorna. Amplituden för förändringen i ljusstyrka är i de flesta fall mindre än en magnitud , den största kända amplituden är 2,3 magnitud (V480 Lyrae ).

Perioden med ljusstyrkaförändringar är mycket stabil. Den bestäms endast av en stjärnas rotationsperiod runt en annan. Denna period är vanligtvis mycket kort: i storleksordningen en eller några dagar. Den kortaste kända perioden är 0,29 dagar (QY Hydra ), den längsta är 198,5 dagar (W Southern Cross ). I system av β Lyrae-typ med en period som är längre än 100 dagar är en av komponenterna vanligtvis en superjätte .

System av β Lyrae-typ betraktas ibland som ett slags variabla system av Algol-typ , men deras ljuskurvor skiljer sig mycket åt: förmörkelser i variabler av Algol-typ är mycket mer uttalade, eftersom de inte har ett gemensamt gashölje. Å andra sidan liknar variabler av β Lyrae-typ något de variabler av W UMa-typ , men de senare, i det allmänna fallet, är ännu närmare system (de så kallade kontaktbinärerna), såväl som stjärnor i dessa system , är mycket lättare: båda ordningarna av solmassa .

Exempel på variabler av typen β Lyrae

Prototypen för denna klass av stjärnor var β Lyra , som har sitt eget namn - Sheliak. Dess variation upptäcktes 1784 av Goodryk . För närvarande är cirka 1000 stjärnor av denna klass kända (vilket är 2,2 % av det totala antalet kända variabla stjärnor). Exempel på några av dem visas i tabellen nedan.

Anteckningar

1. ↑ 1 2 Tsesevich V.P. § 84. Förmörkande variabla stjärnor // Vad och hur man observerar på himlen . - 4:e uppl. — M .: Nauka , 1973. — 384 sid.