Открыть главное меню

Переменные звезды типа β (бета) Лиры (EB) являются одним из подтипов класса двойных звёзд. Общий блеск двух звёзд является переменным, поскольку они обращаются вокруг общего центра масс в близкой к лучу зрения земного наблюдателя плоскости.

Анимация показывает как изменяется светимость в двойных система типа β Лиры.

При этом одна из звёзд пары регулярно перекрывает свет от другой (частично или полностью), а период изменения блеска совпадает с их орбитальным периодом. Обе звезды, входящие в систему, довольно массивные: одна из них имеет массу в несколько солнечных, а другая является гигантом или даже сверхгигантом. Так как эти звезды очень близки друг к другу, то за счёт сил гравитации их формы становятся «дынеобразными», поэтому участки максимумов на кривой блеска плавно закруглены[1], и на кривой блеска практически отсутствуют участки постоянного блеска.

Содержание

Перетекание массыПравить

Перетекание массы происходит, потому что одна из звёзд в процессе её эволюции становится гигантом или сверхгигантом. Подобная гигантская звезда очень легко теряет массу, потому что она очень велика, гравитация на её поверхности очень слабая и газ легко истекает с её поверхности (это явление называется звёздным ветром). В системах типа β Лиры также существует вторичный эффект, который ускоряет перетекание массы: гигантская звезда в процессе эволюции увеличивается в размере и в конце концов может заполнить свою полость Роша, тогда газ с одной звезды будет свободно перетекать на другую через первую точку Лагранжа.

В двойных системах более тяжёлая звезда первой эволюционирует в гиганта или сверхгиганта. Расчёты показывают, что за сравнительно короткое время (менее чем за полмиллиона лет) более тяжёлая звезда теряет массу и становится более лёгкой. Во время перетекания часть массы падает на поверхность звезды-компаньона, а часть остаётся между звёздами и создаёт общую оболочку.

Кривая изменения блескаПравить

Кривые изменения блеска в системах типа β Лиры весьма гладкие: начала и окончания затмений одной звезды другой столь плавные, что невозможно указать их точный момент. Это происходит ввиду «дынеобразности» компонентов[1], а также потому, что при перетекании масс создаётся общая оболочка, которая окружает обе звезды. Амплитуда изменения блеска в большинстве случаев менее чем одна звёздная величина, наибольшая известная амплитуда составляет 2,3 звёздной величины (V480 Лиры).

 
Кривая блеска звезды β Лиры.

Период изменений блеска очень стабилен. Он определяется только лишь периодом обращения одной звезды вокруг другой. Этот период обычно очень короткий: порядка одного или нескольких дней. Наиболее короткий известный период составляет 0,29 дня (QY Гидры), наиболее длинный составляет 198,5 дней (W Южного Креста). В системах типа β Лиры с периодом больше чем 100 дней один из компонентов обычно сверхгигант.

Системы типа β Лиры иногда рассматривают как разновидность переменных систем типа Алголя, однако, их кривые изменения блеска сильно разнятся: затмения в переменных типа Алголя гораздо более ярко выражены, так как не имеют общей газовой оболочки. С другой стороны переменные типа β Лиры чем-то похожи на переменные типа W UMa, однако, последние в общем случае ещё более близкие системы (т.н. контактные двойные), а также звёзды в этих системах существенно более лёгкие: обе порядка солнечной массы.

Примеры переменных типа β ЛирыПравить

Прототипом данного класса звёзд стала β Лиры, которая имеет собственное название - Шелиак. Её переменность была открыта в 1784 году Гудрайком. В настоящее время известно около 1000 звёзд данного класса (что составляет 2,2 % от общего количества известных переменных звёзд). Примеры некоторых из них приведены ниже в таблице.

Звезда Тип Период (дней) Звёздная величина,
(max, min)
Спектральный класс Расстояние
(св. лет)
ζ Андромеды EB/GS/RS 17,7695 3,92-4,14 K1II-III 181
29 Большого Пса ~EB/KE 4,393407 4,84-5,33 O7Ia:fp+OB ~3000
τ Большого Пса EB 1,28 4,32-4,37 O9Ib ~3000
β Лиры
(прототип)
EB 12,913834 3,25-4,36 B8II-IIIep 880
δ Живописца ~EB/D 1,672541 4,65-4,90 B3III+O9V 1700
V Кормы EB/SD 1,4544859 4,35-4,92 B1Vp+B3: 1200
PU Кормы EB 2,57895 4,69-4,75 B9 550
υ Стрельца EB/GS 137,939 4,53-4,61 B2Vpe+A2IaShell ~1700
μ1 Скорпиона EB/SD 1,44626907 2,94-3,22 B1,5V+B6,5V 800
π Скорпиона EB 1,57 2,82-2,85 B1V+B2V 460

ПримечанияПравить

  1. 1 2 Цесевич В.П. § 84. Затменные переменные звезды // Что и как наблюдать на небе. — 4-е изд. — М.: Наука, 1973. — 384 с.