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 , 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 , 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.

Примечания