astro.wikisort.org - Звезда

Переменные звезды типа β (бета) Лиры (EB) являются одним из подтипов класса двойных звёзд. Общий блеск двух звёзд является переменным, поскольку они обращаются вокруг общего центра масс в близкой к лучу зрения земного наблюдателя плоскости.

При этом одна из звёзд пары регулярно перекрывает свет от другой (частично или полностью), а период изменения блеска совпадает с их орбитальным периодом. Обе звезды, входящие в систему, довольно массивные: одна из них имеет массу в несколько солнечных, а другая является гигантом или даже сверхгигантом. Так как эти звезды очень близки друг к другу, то за счёт сил гравитации их формы становятся «дынеобразными», поэтому участки максимумов на кривой блеска плавно закруглены[1], и на кривой блеска практически отсутствуют участки постоянного блеска.

Перетекание массы

Перетекание массы происходит, потому что одна из звёзд в процессе её эволюции становится гигантом или сверхгигантом. Подобная гигантская звезда очень легко теряет массу, потому что она очень велика, гравитация на её поверхности очень слабая и газ легко истекает с её поверхности (это явление называется звёздным ветром). В системах типа β Лиры также существует вторичный эффект, который ускоряет перетекание массы: гигантская звезда в процессе эволюции увеличивается в размере и в конце концов может заполнить свою полость Роша, тогда газ с одной звезды будет свободно перетекать на другую через первую точку Лагранжа.

В двойных системах более тяжёлая звезда первой эволюционирует в гиганта или сверхгиганта. Расчёты показывают, что за сравнительно короткое время (менее чем за полмиллиона лет) более тяжёлая звезда теряет массу и становится более лёгкой. Во время перетекания часть массы падает на поверхность звезды-компаньона, а часть остаётся между звёздами и создаёт общую оболочку.

Кривая изменения блеска

Кривые изменения блеска в системах типа β Лиры весьма гладкие: начала и окончания затмений одной звезды другой столь плавные, что невозможно указать их точный момент. Это происходит ввиду «дынеобразности» компонентов[1], а также потому, что при перетекании масс создаётся общая оболочка, которая окружает обе звезды. Амплитуда изменения блеска в большинстве случаев менее чем одна звёздная величина, наибольшая известная амплитуда составляет 2,3 звёздной величины (V480 Лиры).

Период изменений блеска очень стабилен. Он определяется только лишь периодом обращения одной звезды вокруг другой. Этот период обычно очень короткий: порядка одного или нескольких дней. Наиболее короткий известный период составляет 0,29 дня (QY Гидры), наиболее длинный составляет 198,5 дней (W Южного Креста). В системах типа β Лиры с периодом больше чем 100 дней один из компонентов обычно сверхгигант.

Системы типа β Лиры иногда рассматривают как разновидность переменных систем типа Алголя, однако, их кривые изменения блеска сильно разнятся: затмения в переменных типа Алголя гораздо более ярко выражены, так как не имеют общей газовой оболочки. С другой стороны переменные типа β Лиры чем-то похожи на переменные типа W UMa, однако, последние в общем случае ещё более близкие системы (т.н. контактные двойные), а также звёзды в этих системах существенно более лёгкие: обе порядка солнечной массы.

Примеры переменных типа β Лиры

Прототипом данного класса звёзд стала β Лиры, которая имеет собственное название - Шелиак. Её переменность была открыта в 1784 году Гудрайком. В настоящее время известно около 1000 звёзд данного класса (что составляет 2,2 % от общего количества известных переменных звёзд). Примеры некоторых из них приведены ниже в таблице.

Звезда	Тип	Период (дней)	Звёздная величина, (max, min)	Спектральный класс	Расстояние (св. лет)
ζ Андромеды	EB/GS/RS	17,7695	3,92-4,14	K1II-III	181
29 Большого Пса	~EB/KE	4,393407	4,84-5,33	O7Ia:fp+OB	~3000
τ Большого Пса	EB	1,28	4,32-4,37	O9Ib	~3000
β Лиры (прототип)	EB	12,913834	3,25-4,36	B8II-IIIep	880
δ Живописца	~EB/D	1,672541	4,65-4,90	B3III+O9V	1700
V Кормы	EB/SD	1,4544859	4,35-4,92	B1Vp+B3:	1200
PU Кормы	EB	2,57895	4,69-4,75	B9	550
υ Стрельца	EB/GS	137,939	4,53-4,61	B2Vpe+A2IaShell	~1700
μ1 Скорпиона	EB/SD	1,44626907	2,94-3,22	B1,5V+B6,5V	800
π Скорпиона	EB	1,57	2,82-2,85	B1V+B2V	460

Примечания

Для улучшения этой статьи желательно:

На других языках

---

[de] Beta-Lyrae-Stern

Als Beta-Lyrae-Sterne (GCVS-Systematikkürzel: EB) wird eine Gruppe von bedeckungsveränderlichen Sternen bezeichnet, deren Lichtkurve sich kontinuierlich ändert und dessen Haupt- sowie Nebenminima unterschiedlich tief sind. Die kontinuierliche Änderung der Helligkeit ist eine Folge des geringen Abstands in dem engen Doppelsternsystem, bei dem Gezeitenkräfte die Sterne verformen[1].

---

[en] Beta Lyrae variable

Beta Lyrae variables are a class of close binary stars. Their total brightness is variable because the two component stars orbit each other, and in this orbit one component periodically passes in front of the other one, thereby blocking its light. The two component stars of Beta Lyrae systems are quite heavy (several solar masses (M☉) each) and extended (giants or supergiants). They are so close, that their shapes are heavily distorted by mutual gravitation forces: the stars have ellipsoidal shapes, and there are extensive mass flows from one component to the other.

---

- [ru] Затменная переменная типа β Лиры

---

---