O variabilă β Lyrae care eclipsează

Stelele variabile de tip β (beta) Lyrae (EB) sunt unul dintre subtipurile clasei de stele binare . Luminozitatea totală a celor două stele este variabilă , deoarece ele se învârt în jurul unui centru de masă comun într-un plan apropiat de linia vizuală a unui observator terestru.

În acest caz, una dintre stelele perechii blochează în mod regulat lumina de la cealaltă (parțial sau complet), iar perioada de schimbare a luminozității coincide cu perioada lor orbitală. Ambele stele incluse în sistem sunt destul de masive: una dintre ele are o masă de mai multe solare, iar cealaltă este un gigant sau chiar o supergigant . Deoarece aceste stele sunt foarte apropiate una de cealaltă, formele lor devin „asemănătoare cu pepenele” din cauza forțelor gravitaționale, astfel încât zonele maxime de pe curba luminii sunt ușor rotunjite [1] și practic nu există zone de lumină constantă pe curba luminii.

Fluxul de masă

Fluxul de masă are loc deoarece una dintre stele în procesul evoluției sale devine uriaș sau supergigant . O astfel de stea uriașă își pierde masa foarte ușor, deoarece este foarte mare, gravitația pe suprafața sa este foarte slabă și gazul curge ușor de pe suprafața sa (acest fenomen se numește vânt stelar ). În sisteme precum β Lyrae, există și un efect secundar care accelerează fluxul de masă: o stea uriașă crește în dimensiune în timpul evoluției și în cele din urmă își poate umple lobul Roche , apoi gazul de la o stea va curge liber în alta prin primul punct Lagrange. .

În sistemele binare, steaua mai grea este prima care evoluează într-un gigant sau supergigant . Calculele arată că într-un timp relativ scurt (mai puțin de jumătate de milion de ani), o stea mai grea pierde din masă și devine mai ușoară. În timpul curgerii, o parte din masă cade pe suprafața stelei însoțitoare, iar o parte rămâne între stele și creează o înveliș comună.

Curba luminii

Curbele de lumină în sistemele de tip β Lyrae sunt foarte netede: începuturile și sfârșitul eclipselor unei stele de alta sunt atât de netede încât este imposibil să se determine momentul exact al acestora. Acest lucru se întâmplă din cauza naturii „asemănătoare pepenelor” a componentelor [1] , și, de asemenea, pentru că transferul de masă creează o înveliș comună care înconjoară ambele stele. Amplitudinea modificării luminozității în majoritatea cazurilor este mai mică de o magnitudine , cea mai mare amplitudine cunoscută este de 2,3 magnitudini (V480 Lyrae ).

Perioada de modificare a luminozității este foarte stabilă. Este determinată doar de perioada de revoluție a unei stele în jurul alteia. Această perioadă este de obicei foarte scurtă: de ordinul a una sau câteva zile. Cea mai scurtă perioadă cunoscută este de 0,29 zile (QY Hydra ), cea mai lungă este de 198,5 zile (W Southern Cross ). În sistemele de tip β Lyrae cu o perioadă mai mare de 100 de zile, una dintre componente este de obicei o supergigantă .

Sistemele de tip β Lyrae sunt uneori considerate ca un fel de sisteme variabile de tip Algol , cu toate acestea, curbele de lumină diferă foarte mult: eclipsele în variabilele de tip Algol sunt mult mai pronunțate, deoarece nu au o înveliș comun de gaz. Pe de altă parte, variabilele de tip β Lyrae sunt oarecum asemănătoare cu variabilele de tip W UMa , cu toate acestea, acestea din urmă, în cazul general, sunt sisteme și mai apropiate (așa-numitele binare de contact), precum și stele din aceste sisteme. , sunt mult mai ușoare: ambele ordine de masă solară .

Exemple de variabile de tip β Lyrae

Prototipul acestei clase de stele a fost β Lyra , care are propriul nume - Sheliak. Variabilitatea sa a fost descoperită în 1784 de Goodryk . În prezent, sunt cunoscute aproximativ 1000 de stele din această clasă (care reprezintă 2,2% din numărul total de stele variabile cunoscute). Exemple ale unora dintre ele sunt prezentate în tabelul de mai jos.

Note

1. ↑ 1 2 Tseevici V.P. § 84. Eclipsarea stelelor variabile // Ce și cum să observăm pe cer . - a 4-a ed. — M .: Nauka , 1973. — 384 p.