Proměnná Beta Lyrae - Beta Lyrae variable

Proměnné Beta Lyrae jsou třídou blízkých dvojhvězd . Jejich celkový jas je proměnlivý, protože obě složky hvězdy obíhají kolem sebe a na této oběžné dráze jedna složka pravidelně prochází před druhou, čímž blokuje její světlo. Tyto dvě komponenty hvězdy Beta Lyrae systémů jsou poměrně těžké (několik sluneční masy ( M _☉ ) každý) a rozšířené ( obři nebo supergiants ). Jsou tak blízko, že jejich tvary jsou silně zkresleny vzájemnými gravitačními silami: hvězdy mají elipsoidní tvary a dochází k rozsáhlým hromadným tokům z jedné složky do druhé.

Hmotnostní toky

K těmto hromadným tokům dochází, protože jedna z hvězd se v průběhu svého vývoje stala obřím nebo superobřímem. Takové rozšířené hvězdy snadno ztrácejí hmotu jen proto, že jsou tak velké: gravitace na jejich povrchu je slabá, takže plyn snadno uniká (takzvaný hvězdný vítr ). V blízkých binárních systémech, jako jsou systémy beta Lyrae, tento efekt zesiluje druhý efekt: když bobtná obří hvězda, může dosáhnout svého Rocheova limitu , tj. Matematického povrchu obklopujícího dvě složky binární hvězdy, kde může hmota volně proudit z jedné složky na druhou.

V binárních hvězdách je nejtěžší hvězda obecně první, která se vyvinula do obra nebo superobra. Výpočty ukazují, že její úbytek hmotnosti pak bude tak velký, že za poměrně velmi krátkou dobu (méně než půl milionu let) se tato hvězda, která byla kdysi nejtěžší, nyní stává lehčí ze dvou složek. Část její hmoty je přenesena na společenskou hvězdu, zbytek je ztracen v prostoru.

Světelné křivky

Tyto světelné křivky z beta Lyrae proměnných jsou zcela hladké: zatmění začátek a konec tak postupně, že přesné momenty jsou nemožné říct. Je to proto, že tok hmoty mezi složkami je tak velký, že obklopuje celý systém ve společné atmosféře. Amplituda ty změny jasu je ve většině případů méně než jednu velikost ; největší známá amplituda je 2,3 velikosti (V480 Lyrae).

Období změn jasu je velmi pravidelné. Je to určeno revolučním obdobím binárního souboru, což je doba, za kterou obě komponenty jednou obíhají kolem sebe. Tato období jsou krátká, obvykle jeden nebo několik dní. Nejkratší známé období je 0,29 dne (QY Hydrae); nejdelší je 198,5 dne (W Crucis). V systémech beta Lyrae s obdobími delšími než 100 dní je jedna ze složek obecně superobr .

Systémy Beta Lyrae jsou někdy považovány za podtyp proměnných Algol ; jejich světelné křivky jsou však odlišné ( zatmění proměnných Algol jsou definovány mnohem ostřeji). Na druhou stranu proměnné beta Lyrae vypadají trochu jako proměnné W Ursae Majoris ; posledně jmenované jsou však obecně ještě bližšími dvojhvězdami (tzv. kontaktní dvojhvězdy) a jejich hvězdné komponenty jsou většinou lehčí než komponenty systému beta Lyrae (asi 1  M _☉ ).

Příklady hvězd β Lyrae

Prototyp proměnných hvězd typu β Lyrae je β Lyrae , nazývaný také Sheliak. Jeho variabilitu objevil v roce 1784 John Goodricke .

Je známo téměř tisíc binárních souborů β Lyrae: nejnovější vydání Obecného katalogu proměnných hvězd (2003) uvádí 835 z nich (2,2% všech proměnných hvězd). Níže jsou uvedena data pro deset nejjasnějších proměnných β Lyrae. (Viz také seznam známých proměnných hvězd .)