Una variable β Lyrae eclipsante

Las estrellas variables de tipo β (beta) Lyrae (EB) son uno de los subtipos de la clase de estrellas binarias . El brillo total de las dos estrellas es variable , ya que giran alrededor de un centro de masa común en un plano cercano a la línea de visión de un observador terrestre.

En este caso, una de las estrellas del par bloquea regularmente la luz de la otra (parcial o completamente), y el período de cambio de brillo coincide con su período orbital. Las dos estrellas incluidas en el sistema son bastante masivas: una de ellas tiene una masa de varios solares, y la otra es una gigante o incluso una supergigante . Dado que estas estrellas están muy cerca unas de otras, sus formas se vuelven "similares a un melón" debido a las fuerzas gravitatorias, por lo que las áreas de máximos en la curva de luz se redondean suavemente [1] , y prácticamente no hay áreas de luz constante en el curva de luz

Caudal másico

El flujo de masa se produce porque una de las estrellas en el proceso de su evolución se convierte en gigante o supergigante . Una estrella gigante de este tipo pierde masa muy fácilmente porque es muy grande, la gravedad en su superficie es muy débil y el gas fluye fácilmente desde su superficie (este fenómeno se denomina viento estelar ). En sistemas como β Lyrae, también hay un efecto secundario que acelera el flujo de masa: una estrella gigante aumenta de tamaño durante la evolución y eventualmente puede llenar su lóbulo de Roche , luego el gas de una estrella fluirá libremente a otra a través del primer punto de Lagrange . .

En los sistemas binarios, la estrella más pesada es la primera en evolucionar hacia un gigante o supergigante . Los cálculos muestran que en un tiempo relativamente corto (menos de medio millón de años), una estrella más pesada pierde masa y se vuelve más liviana. Durante el flujo, parte de la masa cae sobre la superficie de la estrella compañera y parte permanece entre las estrellas y crea una capa común.

Curva de luz

Las curvas de luz en los sistemas del tipo β Lyrae son muy suaves: los comienzos y finales de los eclipses de una estrella de otra son tan suaves que es imposible determinar su momento exacto. Esto sucede debido a la naturaleza "similar a un melón" de los componentes [1] , y también porque la transferencia de masa crea una capa común que rodea a ambas estrellas. La amplitud del cambio de brillo en la mayoría de los casos es inferior a una magnitud , la mayor amplitud conocida es de 2,3 de magnitud (V480 Lyrae ).

El período de cambios de brillo es muy estable. Está determinado únicamente por el período de revolución de una estrella alrededor de otra. Este período suele ser muy corto: del orden de uno o algunos días. El período más corto conocido es de 0,29 días (QY Hydra ), el más largo es de 198,5 días (W Southern Cross ). En sistemas tipo β Lyrae con un período mayor a 100 días, uno de los componentes suele ser una supergigante .

Los sistemas de tipo β Lyrae a veces se consideran como una especie de sistemas variables de tipo Algol , sin embargo, sus curvas de luz difieren mucho: los eclipses en las variables de tipo Algol son mucho más pronunciados, ya que no tienen una envoltura de gas común. Por otro lado, las variables de tipo β Lyrae son algo similares a las variables de tipo WUMa , sin embargo, estas últimas, en el caso general, son sistemas aún más cercanos (las llamadas binarias de contacto), así como las estrellas en estos sistemas. , son mucho más ligeros: ambos órdenes de masa solar.

Ejemplos de variables de tipo β Lyrae

El prototipo de esta clase de estrellas fue β Lyra , que tiene su propio nombre: Sheliak. Su variabilidad fue descubierta en 1784 por Goodryk . Actualmente se conocen unas 1000 estrellas de esta clase (lo que supone el 2,2% del total de estrellas variables conocidas). En la siguiente tabla se muestran ejemplos de algunos de ellos.

Notas

1. ↑ 1 2 Tsesevich V.P. § 84. Estrellas variables eclipsantes // Qué y cómo observar en el cielo . - 4ª ed. — M .: Nauka , 1973. — 384 p.