Interested Article - Бета Лиры

Бе́та Ли́ры ( Шелиа́к ; β Lyr / β Lyrae) — яркая затменная переменная звезда в созвездии Лиры . Блеск этой звезды изменяется от +3,4 m до +4,3 m c периодом 12,9 дня . Период постепенно увеличивается (на 19 секунд в год), что связано с потерей вещества в окружающее пространство и перетоком с одной звезды на другую. Переменность этой звезды открыл Джон Гудрайк в 1784 году. Её собственное название Шелиак произошло от арабского الشلياق , что означает «черепаха» или «арфа».

Бета Лиры стала прототипом целого класса переменных звёзд — затменных двойных типа β Lyr . Это двойные звёзды, чьи компоненты так близки, что деформируются взаимной гравитацией и приобретают яйцеобразную форму .

Бета Лиры состоит из компонентов: тройной звездной системы (обозначенной бета-лиры А) вместе с двумя одиночными звездными компаньонами (Бета Лиры В и С). Компоненты B и C расширенной системы, обозначаемой WDS J18501 + 3322, имеющей дополнительные компоненты, обозначаемые WDS J18501 + 3322D, E и F . Бета Лиры А состоит из затменной двойной пары (Бета-Лиры Aa) и одиночной звезды (Бета Лиры Ab). Два компонента пары сами называются Шелиак Aа1 (официальное название Sheliak , — традиционное название системы ) и Аа2.

Общие сведения

Художественная анимация показывает, как изменяется светимость в тесных двойных системах при их вращении вокруг общего центра масс
Анимированное изображение Бета Лиры полученное инфракрасным интерферометром CHARA

Система Бета Лиры Aа1 состоит из двух звёзд главной последовательности — это бело-голубая звезда спектрального класса B7V (примерно в 26 тыс. раз ярче Солнца , это более яркий компонент) и белая звезда спектрального класса A8V или более позднего класса B (бо́льшего размера, но менее яркая, в 6500 раз ярче Солнца). Орбитальной расстояние между ними около 40 млн км .

В этой системе происходит перетекание газа с одной звезды на другую, поскольку одна из них — называемая звездой-донором — в процессе звёздной эволюции из=за раздувания уже заполнила свою полость Роша . Поток перетекающего на вторую звезду газа образует аккреционный диск вокруг неё, светимость которого оценивается в 20 % от общей светимости системы. Вся система двух звёзд окутана общей газовой оболочкой, вещество которой непрерывно истекает в межзвёздное пространство.

При рождении этой пары звезда-донор была более массивной, поэтому эволюционировала быстрее и раньше достигла стадии гиганта , заполнила свою полость Роша и начала отдавать вещество через окрестности точки Лагранжа L 1 своему спутнику. В результате сейчас масса этой звезды — всего лишь около 3 солнечных, а её компаньон увеличился в массе до 13 солнечных масс.

Система относительно близка к Солнцу (по последним данным 314±17 парсек ), соответственно, компоненты системы можно разрешить с помощью интерферометров .

В 2008 году интерферометрическими наблюдениями в ближнем инфракрасном диапазоне были получены изображения главного компонента и аккреционного диска вторичного компонента (см. видео); также эти наблюдения позволили более точно определить элементы орбиты .

Переменность звезды

Кривая блеска звезды β Лиры. Более глубокий минимум (4,4 m ) наблюдается, когда большая тусклая звезда затмевает маленькую яркую; второй минимум (3,8 m ) происходит через 6,5 дней, когда маленькая звезда затмевает часть большой.

Изменение блеска звезды открыл в 1784 году британский астрономом-любитель Гудрайк .

Луч зрения земного наблюдателя почти лежит в плоскости орбиты этой системы, поэтому две звезды системы периодически затмевают друг друга. В результате блеск β Лиры A периодически изменяет свою наблюдаемую звёздную величину от приблизительно +3,2 до +4,4 с периодом 12,9414 дней — орбитальным периодом. Эта двойная звезда является прототипом класса эллипсоидальных тесных затменных переменных звёзд .

Изменение блеска в фазах между минимумами блеска происходит медленно. Это объясняется тем, что звёзды в паре вытянуты вдоль их соединяющей оси из-за приливных сил, поэтому площадь излучающей поверхности по направлению луча зрения изменяется.

Два компонента находятся настолько близко по угловому расстоянию друг к другу, что их невозможно разрешить с помощью обычных оптических телескопов. В 2008 году звезда-донор и аккреционный диск звезды-акцептора были разрешены и отображены с помощью интерферометра CHARA и Мичиганского инфракрасного совмещённого лазера (MIRC) в ближней инфракрасной области спектра H, что позволяет по наблюдениям вычислить элементы орбиты.

Кроме изменений блеска с орбитальным периодом наблюдаются меньшие и более медленные изменения яркости. Предполагается, что они вызваны изменениями аккреционного диска сопровождающейся изменением профиля и интенсивности спектральных линий , в частности эмиссионных линий. Эти колебания блеска не совсем регулярные, но наблюдается некоторая периодичность с периодом 282 дня .

Компоненты системы

Название Прямое
восхождение
Склонение Видимая
звёздная
величина
Спектральный
класс
β Лиры B (HD 174664) 18 ч 50 м 06,7053 с +33° 21′ 06,678″ 7,13 B5V
β Лиры C (HD 174639) 18+50+01,2 +33° 21′ 26″ B2
β Лиры D (BD+33 3223D) 18+50+09,4 +33° 22′ 09″ 15,15
β Лиры E (BD+33 3222) 18 ч 50 м 01,1654 с +33° 22′ 34,957″ 10,5 G5
β Лиры F (BD+33 3225) 18 ч 50 м 06,6524 с +33° 23′ 07,211″ 10,6 G5

В системе также имеется третья звезда — β Лиры B на узловом расстоянии 45,7 угловых секунд от главной пары β Лиры Aa и β Лиры Ab . Это звезда спектрального класса B5V с видимой звёздной величиной +7,2 m , то есть её можно легко рассмотреть в бинокль. Её светимость в 80 раз больше солнечной и она является спектроскопической двойной звездой с орбитальным периодом 4,34 дня .

Также рядом с этими тремя звёздами видны другие звезды, чьи параметры приведены в таблице . Вероятно, все эти звёзды являются оптически кратными.

Примечания

  1. Balachandran S., Lambert D. L., Tomkin J., Parthasarathy M. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower OUP , 1986. — Vol. 219, Iss. 3. — P. 479—494. — ISSN ; —
  2. Abt H. A., Levato H., Grosso M. (англ.) // The Astrophysical Journal / — IOP Publishing , 2002. — Vol. 573, Iss. 1. — P. 359–365. — ISSN ; —
  3. от 7 ноября 2012 на Wayback Machine (Stars, Jim Kaler)" (англ.)
  4. , SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 6 июля 2018 . . Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 18 апреля 2016 года.
  5. , SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 6 июля 2018 . . Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 2 августа 2018 года.
  6. , SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 6 июля 2018 . . Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 2 августа 2018 года.
  7. , SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 6 июля 2018 . . Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 2 августа 2018 года.
  8. , SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 6 июля 2018 . . Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 2 августа 2018 года.
  9. , SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 6 июля 2018 . . Дата обращения: 21 апреля 2020. Архивировано 2 августа 2018 года.
  10. Zhao, M.; et al. (September 2008), "First Resolved Images of the Eclipsing and Interacting Binary β Lyrae", The Astrophysical Journal , 684 (2): L95—L98, arXiv : , Bibcode : , doi : .
  11. . Дата обращения: 6 августа 2009. Архивировано из 4 февраля 2012 года. Department of Physics Texas A&M University. (англ.)
  12. Wilson, Ralph Elmer (1953), "General catalogue of stellar radial velocities", Washington : 0, Bibcode : .
  13. Carrier, F.; Burki, G.; Burnet, M. Search for duplicity in periodic variable Be stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — 2002. — Vol. 385 , no. 2 . — P. 488 . — doi : . — Bibcode : .
  14. . Дата обращения: 7 июля 2009. 7 июня 2019 года.
  15. от 27 сентября 2007 на Wayback Machine Alcyone ephemeris. (англ.)

Ссылки

  • (англ.)
Источник —

Same as Бета Лиры