En formørkende β Lyrae-variabel

Variable stjerner af typen β (beta) Lyrae (EB) er en af ​​undertyperne af klassen af ​​binære stjerner . Den samlede lysstyrke af de to stjerner er variabel , da de kredser om et fælles massecenter i et plan tæt på en jordisk observatørs synslinje.

I dette tilfælde blokerer en af ​​stjernerne i parret regelmæssigt lyset fra den anden (delvist eller fuldstændigt), og perioden med lysstyrkeændring falder sammen med deres omløbsperiode. Begge stjerner inkluderet i systemet er ret massive: en af ​​dem har en masse på flere solceller, og den anden er en kæmpe eller endda en supergigant . Da disse stjerner er meget tæt på hinanden, bliver deres former "melonlignende" på grund af gravitationskræfter, så områderne med maksima på lyskurven er jævnt afrundede [1] , og der er praktisk talt ingen områder med konstant lys på lyskurven. lyskurve.

Masseflow

Massestrømmen opstår, fordi en af ​​stjernerne i sin udvikling bliver en kæmpe eller supergigant . Sådan en kæmpe stjerne mister meget let masse, fordi den er meget stor, tyngdekraften på dens overflade er meget svag, og gas flyder let fra dens overflade (dette fænomen kaldes stjernevind ). I systemer som β Lyrae er der også en sekundær effekt, der accelererer massestrømmen: en kæmpestjerne øges i størrelse under evolutionen og kan til sidst fylde sin Roche-lob , så vil gas fra en stjerne frit strømme til en anden gennem det første Lagrange-punkt .

I binære systemer er den tungere stjerne den første, der udvikler sig til en kæmpe eller supergigant . Beregninger viser, at på relativt kort tid (mindre end en halv million år) mister en tungere stjerne masse og bliver lettere. Under strømmen falder en del af massen på overfladen af ​​ledsagerstjernen, og en del forbliver mellem stjernerne og skaber en fælles skal.

Lyskurve

Lyskurverne i systemer af typen β Lyrae er meget glatte: begyndelsen og enderne af formørkelser af en stjerne af en anden er så glatte, at det er umuligt at bestemme deres nøjagtige øjeblik. Dette sker på grund af komponenternes "melonlignende" natur [1] , og også fordi masseoverførslen skaber en fælles skal, der omgiver begge stjerner. Amplituden af ​​ændringen i lysstyrke er i de fleste tilfælde mindre end én størrelse , den største kendte amplitude er 2,3 størrelse (V480 Lyrae ).

Perioden med lysstyrkeændringer er meget stabil. Det bestemmes kun af en stjernes omdrejningsperiode omkring en anden. Denne periode er normalt meget kort: i størrelsesordenen en eller et par dage. Den korteste kendte periode er 0,29 dage (QY Hydra ), den længste er 198,5 dage (W Southern Cross ). I systemer af β Lyrae-typen med en periode på mere end 100 dage er en af ​​komponenterne normalt en supergigant .

Systemer af β Lyrae-typen betragtes nogle gange som en slags variable systemer af Algol-typen , men deres lyskurver adskiller sig meget: Formørkelser i variabler af Algol-typen er meget mere udtalte, da de ikke har en fælles gaskappe. På den anden side ligner β-lyrae-typen variabler lidt med W UMa-typen , men sidstnævnte er i det generelle tilfælde endnu tættere systemer (de såkaldte kontaktbinære systemer), såvel som stjerner i disse systemer , er meget lettere: begge ordener af solmasse.

Eksempler på variabler af typen β Lyrae

Prototypen af ​​denne klasse af stjerner var β Lyra , som har sit eget navn - Sheliak. Dens variation blev opdaget i 1784 af Goodryk . I øjeblikket er omkring 1000 stjerner af denne klasse kendt (hvilket er 2,2% af det samlede antal kendte variable stjerner). Eksempler på nogle af dem er vist i tabellen nedenfor.

Noter

1. ↑ 1 2 Tsesevich V.P. § 84. Formørkende variable stjerner // Hvad og hvordan man observerer på himlen . - 4. udg. — M .: Nauka , 1973. — 384 s.