Zákrytová proměnná β Lyrae

Proměnné hvězdy typu β (beta) Lyrae (EB) jsou jedním z podtypů třídy dvojhvězd . Celková jasnost dvou hvězd je proměnná , protože se točí kolem společného těžiště v rovině blízké zorné linii pozemského pozorovatele.

V tomto případě jedna z hvězd páru pravidelně blokuje světlo od druhé (částečně nebo úplně) a perioda změny jasnosti se shoduje s jejich oběžnou dobou. Obě hvězdy zahrnuté v systému jsou poměrně hmotné: jedna z nich má hmotnost několika slunečních paprsků a druhá je obr nebo dokonce veleobr . Vzhledem k tomu, že tyto hvězdy jsou velmi blízko sebe, jejich tvary se vlivem gravitačních sil stávají „melounovými“, takže oblasti maxim na světelné křivce jsou hladce zaoblené [1] a na světelné křivce nejsou prakticky žádné oblasti konstantního světla. světelná křivka.

Hmotnostní tok

K toku hmoty dochází, protože jedna z hvězd se v procesu svého vývoje stává obrem nebo veleobrem . Taková obří hvězda velmi snadno ztrácí hmotnost, protože je velmi velká, gravitace na jejím povrchu je velmi slabá a plyn snadno proudí z jejího povrchu (tento jev se nazývá hvězdný vítr ). V systémech jako β Lyrae existuje také sekundární efekt, který urychluje tok hmoty: obří hvězda se během evoluce zvětšuje a může nakonec zaplnit svůj Rocheův lalok , pak plyn z jedné hvězdy volně proudí do druhé přes první Lagrangeův bod. .

V binárních systémech je těžší hvězda první, která se vyvine v obra nebo veleobra . Výpočty ukazují, že v relativně krátké době (méně než půl milionu let) těžší hvězda ztrácí hmotnost a stává se lehčí. Během proudění část hmoty dopadá na povrch doprovodné hvězdy a část zůstává mezi hvězdami a vytváří společný obal.

Světelná křivka

Světelné křivky v systémech typu β Lyrae jsou velmi hladké: začátky a konce zatmění jedné hvězdy druhé jsou tak hladké, že není možné určit jejich přesný okamžik. Děje se tak díky „melounové“ povaze složek [1] , a také proto, že přenos hmoty vytváří společný obal, který obě hvězdy obklopuje. Amplituda změny jasnosti je ve většině případů menší než jedna magnituda , největší známá amplituda je 2,3 magnitudy (V480 Lyrae ).

Perioda změn jasu je velmi stabilní. Je určena pouze dobou rotace jedné hvězdy kolem druhé. Toto období je obvykle velmi krátké: řádově jeden nebo několik dní. Nejkratší známá perioda je 0,29 dne (QY Hydra ), nejdelší 198,5 dne (W Southern Cross ). V systémech typu β Lyrae s periodou delší než 100 dní je jednou ze složek obvykle veleobr .

Systémy typu β Lyrae jsou někdy považovány za druh proměnných systémů typu Algol , nicméně jejich světelné křivky se velmi liší: zatmění v proměnných typu Algol jsou mnohem výraznější, protože nemají společný plynový obal. Na druhou stranu proměnné typu β Lyrae jsou do jisté míry podobné proměnným typu W UMa , nicméně ty druhé jsou v obecném případě ještě bližší systémy (tzv. kontaktní dvojhvězdy), stejně jako hvězdy v těchto systémech. , jsou mnohem lehčí: oba řády sluneční hmoty .

Příklady proměnných typu β Lyrae

Prototyp této třídy hvězd byla β Lyra , která má své vlastní jméno - Sheliak. Jeho proměnlivost objevil v roce 1784 Goodryk . V současné době je známo asi 1000 hvězd této třídy (což je 2,2 % z celkového počtu známých proměnných hvězd). Příklady některých z nich jsou uvedeny v tabulce níže.

Poznámky

1. ↑ 1 2 Tsesevich V.P. § 84. Zákrytové proměnné hvězdy // Co a jak pozorovat na obloze . - 4. vyd. — M .: Nauka , 1973. — 384 s.