Beta Lyrae
| Beta Lyra A/B | |
|---|---|
| Estrella | |
| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
|
| ascensión recta | 18 h 50 min 4,80 s |
| declinación | +33° 21′ 46.00″ |
| Distancia | calle 900 años (270 piezas ) |
| Magnitud aparente ( V ) | 3,52 (3,4–4,3) |
| Constelación | Lira |
| Astrometría | |
| Velocidad radial ( Rv ) | −19,2 km/s |
| movimiento adecuado | |
| • ascensión recta | 1.10 ms por año |
| • declinación | −4,46 mas por año |
| Paralaje (π) | 3,70± 0,52mas |
| Magnitud absoluta (V) | −3,91 |
| Características espectrales | |
| clase espectral | B7Ve/A8Vp |
| Indice de color | |
| • B-V | 0.00 |
| • U−B | −0,56 |
| variabilidad | β Lyr |
| características físicas | |
| Peso | 13,16(30)/2,97(20) H ⊙ |
| Radio | 6.0(2)/15.2(2) R ⊙ |
| Años | 23 Ma |
| La temperatura | 30.000/ 13.000K |
| Luminosidad | 26 300 / 6500L⊙ |
| metalicidad | 0.49 [1] |
| Rotación | 0 km/s [2] |
| Códigos en catálogos | |
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Sheliak , 10 Lyr, HR 7106, BD +33°3223, HD 174638, SAO 67451, AAVSO 1846+33, FK5 705, HIP 92420 β Lyr |
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| Información en bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
| ¿ Información en Wikidata ? | |
Beta Lyra ( Sheliak ; β Lyr / β Lyrae) es una brillante estrella variable eclipsante en la constelación de Lyra . El brillo de esta estrella varía de +3,4 m a +4,3 m con un período de 12,9 días . El período aumenta gradualmente (en 19 segundos por año), lo que está asociado con la pérdida de materia en el espacio circundante y el flujo de una estrella a otra. La variabilidad de esta estrella fue descubierta por John Goodryke en 1784. Su propio nombre , Sheliak , proviene del árabe الشلياق , que significa "tortuga" o "arpa".
Beta Lyrae se convirtió en el prototipo de toda una clase de binarias eclipsantes de estrellas variables del tipo β Lyr . Estas son estrellas binarias cuyas componentes están tan cerca que se deforman por la gravedad mutua y adquieren forma de huevo [3] .
Beta Lyrae se compone de componentes: un sistema estelar triple (designado Beta Lyrae A) junto con dos compañeras estelares individuales (Beta Lyrae B y C). Componentes B y C de un sistema ampliado, designado WDS J18501 + 3322, que tiene componentes adicionales, designado WDS J18501 + 3322D, E y F [4] [5] [6] [7] [8] [9] . Beta Lyrae A consiste en un binario eclipsante (Beta Lyrae Aa) y una sola estrella (Beta Lyrae Ab). Los dos componentes del par se llaman Sheliak Aa1 (el nombre oficial Sheliak es el nombre tradicional del sistema [10] ) y Aa2.
Información general
El sistema Beta Lyrae Aa1 consta de dos estrellas de secuencia principal : una estrella blanca azulada de tipo espectral B7V (alrededor de 26 mil veces más brillante que el Sol , este es el componente más brillante) y una estrella blanca de tipo espectral A8V o posterior clase B ( más grande, pero menos brillante, 6500 veces más brillante que el Sol). La distancia orbital entre ellos es de unos 40 millones de km .
En este sistema, el gas fluye de una estrella a otra, ya que una de ellas -llamada estrella donante- ya ha llenado su lóbulo de Roche en pleno proceso de evolución estelar debido a la inflación . El flujo de gas que fluye hacia la segunda estrella forma un disco de acreción a su alrededor, cuya luminosidad se estima en un 20% de la luminosidad total del sistema. Todo el sistema de estrellas de dos octanos es una envoltura de gas común, cuya sustancia fluye continuamente hacia el espacio interestelar.
En el nacimiento de este par, la estrella donante era más masiva, por lo que evolucionó más rápido y alcanzó antes la etapa de gigante , llenó su lóbulo de Roche y comenzó a ceder materia a través de la vecindad del punto de Lagrange L 1 a su compañera. Como resultado, ahora la masa de esta estrella es de solo unas 3 masas solares, y su compañera ha aumentado en masa a 13 masas solares.
El sistema está relativamente cerca del Sol (según los últimos datos , 314±17 parsecs ), respectivamente, los componentes del sistema se pueden resolver usando interferómetros [11] .
En 2008, las observaciones interferométricas del infrarrojo cercano tomaron imágenes del disco primario y de acreción del secundario (ver video); estas observaciones también permitieron determinar con mayor precisión los elementos de la órbita [10] .
Variabilidad estelar
El cambio en el brillo de una estrella fue descubierto en 1784 por el astrónomo aficionado británico Goodryck [10] .
La línea de visión de un observador terrestre casi se encuentra en el plano de la órbita de este sistema, por lo que las dos estrellas del sistema se eclipsan periódicamente. Como resultado, el brillo de β Lyra A cambia periódicamente su magnitud observada de aproximadamente +3,2 a +4,4 con un período de 12,9414 días, el período orbital. Esta estrella binaria es el prototipo de una clase de estrellas variables elipsoidales eclipsantes cercanas [12] .
El cambio de brillo en las fases entre los mínimos de brillo es lento. Esto se explica por el hecho de que las estrellas en un par se alargan a lo largo de su eje de conexión debido a las fuerzas de marea, por lo que el área de la superficie radiante cambia en la dirección de la línea de visión.
Los dos componentes están tan cerca en distancia angular entre sí que no se pueden resolver con telescopios ópticos convencionales. En 2008, la estrella donante y el disco de acreción de la estrella aceptora se resolvieron y tomaron imágenes utilizando el interferómetro CHARA y el láser infrarrojo combinado de Michigan (MIRC) en la región del infrarrojo cercano del espectro H, lo que permitió calcular los elementos orbitales a partir de las observaciones.
Además de los cambios de brillo con el período orbital, se observan cambios de brillo más pequeños y más lentos. Se supone que están causados por cambios en el disco de acreción acompañados de un cambio en el perfil y la intensidad de las líneas espectrales , en particular las líneas de emisión. Estas fluctuaciones de brillo no son del todo regulares, pero hay cierta periodicidad con un período de 282 días [13] .
Componentes del sistema
| Nombre | ascensión recta |
declinación | Magnitud aparente _ |
clase espectral |
|---|---|---|---|---|
| β Lyrae B (HD 174664) [14] | 18 h 50 min 06,7053 s | +33° 21′ 06.678″ | 7.13 | B5V |
| β Lyra C (HD 174639) [14] | 18+50+01.2 | +33° 21′ 26″ | B2 | |
| β Lyrae D (BD+33 3223D) [14] | 18+50+09.4 | +33° 22′ 09″ | 15.15 | |
| β Lira E (BD+33 3222) [14] | 18 h 50 min 01.1654 s | +33° 22′ 34.957″ | 10.5 | G5 |
| βLira F (BD+33 3225) [14] | 18 h 50 min 06,6524 s | +33° 23′ 07.211″ | 10.6 | G5 |
El sistema también tiene una tercera estrella, β Lyra B , a una distancia nodal de 45,7 segundos de arco del par principal β Lyra Aa y β Lyra Ab . Esta es una estrella de tipo espectral B5V con una magnitud aparente de +7.2m , lo que significa que se puede ver fácilmente con binoculares. Su luminosidad es 80 veces la del sol y es una estrella binaria espectroscópica con un período orbital de 4,34 días .
Además, junto a estas tres estrellas, se ven otras estrellas, cuyos parámetros se dan en la tabla [15] . Probablemente todas estas estrellas sean múltiplos ópticos.
Notas
- ↑ Balachandran S., Lambert D. L., Tomkin J., Parthasarathy M. La composición química de los sistemas algol - III. Revelación de la nucleosíntesis de Beta Lyrae (inglés) // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 1986. - Vol. 219, edición. 3.- Pág. 479-494. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/219.3.479
- ↑ Abt H. A., Levato H., Grosso M. Rotational Velocities of B Stars // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editorial IOP , 2002. - Vol. 573, edición. 1.- Pág. 359-365. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/340590
- ↑ Sheliak Archivado el 7 de noviembre de 2012 en Wayback Machine (Stars, Jim Kaler)"
- ↑ bet Lyr - Binaria eclipsante de tipo beta Lyr , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Beta+Lyrae > . Consultado el 6 de julio de 2018. Archivado el 18 de abril de 2016 en Wayback Machine .
- ↑ bet Lyr B -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322B > . Consultado el 6 de julio de 2018. Archivado el 2 de agosto de 2018 en Wayback Machine .
- ↑ bet Lyr C -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322C > . Consultado el 6 de julio de 2018. Archivado el 2 de agosto de 2018 en Wayback Machine .
- ↑ UCAC3 247-141831 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322D > . Consultado el 6 de julio de 2018. Archivado el 2 de agosto de 2018 en Wayback Machine .
- ↑ BD+33 3222 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322E > . Consultado el 6 de julio de 2018. Archivado el 2 de agosto de 2018 en Wayback Machine .
- ↑ BD+33 3225 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322F > . Consultado el 6 de julio de 2018. Archivado el 2 de agosto de 2018 en Wayback Machine .
- ↑ 1 2 3 Zhao, M.; Gies, D.; Monnier, JD y Thureau, N. (septiembre de 2008), Primeras imágenes resueltas del binario β Lyrae eclipsante e interactivo , The Astrophysical Journal , volumen 684 (2): L95–L98 , DOI 10.1086/592146
- ↑ Observando la evolución de Beta Lyrae (enlace descendente) . Consultado el 6 de agosto de 2009. Archivado desde el original el 4 de febrero de 2012. Departamento de Física de la Universidad de Texas A&M. (Inglés)
- ↑ Wilson, Ralph Elmer (1953), Catálogo general de velocidades radiales estelares, Washington : 0
- ↑ Transportista, F.; Burki, G.; Burnet, M. Búsqueda de duplicidad en la variable periódica Be estrellas // Astronomía y astrofísica . - 2002. - vol. 385 , núm. 2 . - Pág. 488 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20020174 . - .
- ↑ 1 2 3 4 5 Simbad . Consultado el 7 de julio de 2009. Archivado desde el original el 7 de junio de 2019.
- ↑ Sheliak Archivado el 27 de septiembre de 2007 en las efemérides de Wayback Machine Alcyone. (Inglés)
Enlaces
- Primeras imágenes resueltas de la beta Lyrae binaria eclipsante e interactiva
- Has obtenido un retrato de β Lyra.
 diccionarios y enciclopedias |
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