Beta Lyrae

Beta Lyra ( Sheliak ; β Lyr / β Lyrae ) je jasná zákrytová proměnná hvězda v souhvězdí Lyry . Jasnost této hvězdy se pohybuje od +3,4 m do +4,3 m s periodou 12,9 dne . Perioda se postupně prodlužuje (o 19 sekund za rok), což souvisí s úbytkem hmoty do okolního prostoru a prouděním od jedné hvězdy ke druhé. Proměnlivost této hvězdy objevil John Goodryke v roce 1784. Její vlastní jméno , Sheliak , pochází z arabského الشلياق , což znamená „želva“ nebo „harfa“.

Beta Lyrae se stala prototypem pro celou třídu zákrytových dvojhvězd typu β Lyr . Jde o dvojhvězdy, jejichž složky jsou tak blízko, že se vzájemnou gravitací deformují a stávají se vejčitým [3] .

Beta Lyrae se skládá z komponent: trojitý hvězdný systém (označený Beta Lyrae A) spolu se dvěma samostatnými hvězdnými společníky (Beta Lyrae B a C). Komponenty B a C rozšířeného systému, označené WDS J18501 + 3322, mající další komponenty, označené WDS J18501 + 3322D, E a F [4] [5] [6] [7] [8] [9] . Beta Lyrae A se skládá ze zákrytové dvojhvězdy (Beta Lyrae Aa) a jediné hvězdy (Beta Lyrae Ab). Dvě složky dvojice se samy nazývají Sheliak Aa1 (oficiální název Sheliak je tradiční název systému [10] ) a Aa2.

Obecné informace

Systém Beta Lyrae Aa1 se skládá ze dvou hvězd hlavní posloupnosti  - modro-bílé hvězdy spektrálního typu B7V (asi 26 tisíckrát jasnější než Slunce , toto je jasnější složka) a bílé hvězdy spektrálního typu A8V nebo pozdější třídy B ( větší, ale méně jasné, 6500krát jasnější než Slunce). Orbitální vzdálenost mezi nimi je asi 40 milionů km .

V tomto systému plyn proudí od jedné hvězdy ke druhé, protože jedna z nich – nazývaná dárcovská hvězda – již zaplnila svůj Rocheův lalok v procesu hvězdné evoluce v důsledku inflace . Proud plynu proudící na druhou hvězdu vytváří kolem ní akreční disk , jehož svítivost se odhaduje na 20 % celkové svítivosti soustavy. Celý systém dvou oktanových hvězd je společným plynovým obalem, jehož látka plynule proudí do mezihvězdného prostoru.

Při zrodu tohoto páru byla dárcovská hvězda hmotnější, proto se vyvíjela rychleji a dříve dosáhla stupně obra , naplnila svůj Rocheův lalok a začala předávat hmotu přes okolí Lagrangeova bodu L 1 svému společníkovi. V důsledku toho je nyní hmotnost této hvězdy pouze asi 3 hmotnosti Slunce a hmotnost jejího společníka se zvýšila na 13 hmotností Slunce.

Systém je relativně blízko Slunce (podle posledních údajů 314±17 parseků ), respektive komponenty systému lze rozlišit pomocí interferometrů [11] .

V roce 2008 pořídila interferometrická pozorování v blízké infračervené oblasti snímky primárního disku a akrečního disku sekundárního disku (viz video); tato pozorování také umožnila přesněji určit prvky oběžné dráhy [10] .

Hvězdná variabilita

Změnu jasnosti hvězdy objevil v roce 1784 britský amatérský astronom Goodryck [10] .

Zorná přímka pozemského pozorovatele téměř leží v rovině oběžné dráhy této soustavy, takže dvě hvězdy soustavy se periodicky vzájemně zastiňují. V důsledku toho jasnost β Lyra A periodicky mění svou pozorovanou magnitudu z přibližně +3,2 na +4,4 s periodou 12,9414 dne - oběžná doba. Tato dvojhvězda je prototypem třídy elipsoidních zákrytových proměnných hvězd [12] .

Změna jasu ve fázích mezi jasovými minimy je pomalá. To je vysvětleno skutečností, že hvězdy v páru jsou protaženy podél své spojovací osy v důsledku slapových sil, takže plocha vyzařujícího povrchu se mění ve směru zorného pole.

Tyto dvě složky jsou tak blízko sebe v úhlové vzdálenosti, že je nelze rozlišit běžnými optickými dalekohledy. V roce 2008 byly dárcovská hvězda a akreční disk akceptorové hvězdy rozlišeny a zobrazeny pomocí interferometru CHARA a Michiganského kombinovaného infračerveného laseru (MIRC) v blízké infračervené oblasti H spektra, což umožnilo vypočítat orbitální prvky z pozorování.

Kromě změn jasnosti s oběžnou periodou jsou pozorovány menší a pomalejší změny jasnosti. Předpokládá se, že jsou způsobeny změnami akrečního disku doprovázenými změnou profilu a intenzity spektrálních čar , zejména emisních čar. Tyto fluktuace jasu nejsou zcela pravidelné, ale existuje určitá periodicita s periodou 282 dnů [13] .

Systémové komponenty

Systém má také třetí hvězdu - β Lyra B v uzlové vzdálenosti 45,7 obloukových sekund od hlavního páru β Lyra Aa a β Lyra Ab . Jedná se o hvězdu spektrálního typu B5V se zdánlivou magnitudou +7,2 m , což znamená, že ji lze snadno vidět dalekohledem. Její svítivost je 80krát větší než svítivost Slunce a jedná se o spektroskopickou dvojhvězdu s oběžnou dobou 4,34 dne .

Také vedle těchto tří hvězd jsou vidět další hvězdy, jejichž parametry jsou uvedeny v tabulce [15] . Pravděpodobně všechny tyto hvězdy jsou optické násobky.

Poznámky

1. ↑ Balachandran S., Lambert D. L., Tomkin J., Parthasarathy M. Chemické složení algolových systémů - III. Beta Lyrae-nukleosyntéza odhalena  (anglicky) // Mon. Ne. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1986. - Sv. 219, Iss. 3. - S. 479-494. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 – doi:10.1093/MNRAS/219.3.479
2. ↑ Abt H. A., Levato H., Grosso M. Rotační rychlosti hvězd B  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2002. - Sv. 573, Iss. 1. - S. 359-365. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1086/340590
3. ↑ Sheliak archivován 7. listopadu 2012 na Wayback Machine (Stars, Jim Kaler)“
4. ↑ sázka Lyr -- Zákrytová dvojhvězda typu beta Lyr , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Beta+Lyrae > . Získáno 6. července 2018. Archivováno 18. dubna 2016 na Wayback Machine 
5. ↑ vsaďte Lyr B -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322B > . Získáno 6. července 2018. Archivováno 2. srpna 2018 na Wayback Machine 
6. ↑ vsaďte Lyr C -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322C > . Získáno 6. července 2018. Archivováno 2. srpna 2018 na Wayback Machine 
7. ↑ UCAC3 247-141831 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322D > . Získáno 6. července 2018. Archivováno 2. srpna 2018 na Wayback Machine 
8. ↑ BD+33 3222 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322E > . Získáno 6. července 2018. Archivováno 2. srpna 2018 na Wayback Machine 
9. ↑ BD+33 3225 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322F > . Získáno 6. července 2018. Archivováno 2. srpna 2018 na Wayback Machine 
10. ↑ 1 2 3 Zhao, M.; Gies, D.; Monnier, JD & Thureau, N. (září 2008), First Resolved Images of the Eclipsing and Interacting Binary β Lyrae , The Astrophysical Journal vol. 684 (2): L95–L98 , DOI 10.1086/592146 
11. ↑ Sledování Beta Lyrae Evolve (downlink) . Získáno 6. srpna 2009. Archivováno z originálu 4. února 2012.  (neurčitý)  Katedra fyziky Texaská univerzita A&M. (Angličtina)
12. ↑ Wilson, Ralph Elmer (1953), Obecný katalog hvězdných radiálních rychlostí, Washington : 0 
13. ↑ Carrier, F.; Burki, G.; Burnet, M. Hledání duplicity v periodické proměnné Be hvězdy  // Astronomy and Astrophysics  . - 2002. - Sv. 385 , č.p. 2 . - str. 488 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020174 . - .
14. ↑ 1 2 3 4 5 Simbad . Získáno 7. července 2009. Archivováno z originálu dne 7. června 2019. (neurčitý)
15. ↑ Sheliak Archivováno 27. září 2007 na Wayback Machine Alcyone ephemeris. (Angličtina)

Odkazy

•  První vyřešené snímky zákrytové a interagující binární Beta Lyrae
• Získal portrét β Lyry

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)