Beta Lyrae - Beta Lyrae

Beta Lyrae
Lyra constellation map.svg
Localização de β Lyrae em Lyra
Dados de observação Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
constelação Lyra
Ascensão certa 18 h 50 m 04.79525 s
Declinação + 33 ° 21 ′ 45,6100 ″
Magnitude aparente  (V) 3,52 (3,25 - 4,36)
Características
Tipo espectral B6-8II + B
Índice de cor U − B -0,56
Índice de cor B − V +0,00
Tipo de variável β Lyr
Astrometria
UMA
Velocidade radial (R v ) -19,2 km / s
Movimento adequado (μ) RA:  1,90  mas / ano
Dec .:  -3,53  mas / ano
Paralaxe (π) 3,39 ± 0,17  mas
Distância 960 ± 50  al
(290 ± 10  pc )
Magnitude absoluta  (M V ) -3,82
B
Velocidade radial (R v ) -14 ± 5  km / s
Movimento adequado (μ) RA: 4,373 ± 0,087  mas / ano
Dec .: -0,982 ± 0,098  mas / ano
Paralaxe (π) 3,0065 ± 0,0542  mas
Distância 1.080 ± 20  al
(333 ± 6  pc )
Órbita
Primário Aa1
Companheiro Beta Lyrae Aa2
Período (P) 12,9414 dias
Semi-eixo maior (a) 0,865 ± 0,048  mas
Excentricidade (e) 0
Inclinação (i) 92,25 ± 0,82 °
Longitude do nó (Ω) 254,39 ± 0,83 °
Detalhes
β Lyr Aa1
Massa 2,97 ± 0,2  M ☉
Raio 15,2 ± 0,2  R ☉
Luminosidade 6.500  L ☉
Gravidade superficial (log  g ) 2,5 ± 0,1  cgs
Temperatura 13.300  K
Era 23  Myr
β Lyr Aa2
Massa 13,16 ± 0,3  M ☉
Raio 6,0 ± 0,2  R ☉
Luminosidade 26.300  L ☉
Gravidade superficial (log  g ) 4,0 ± 0,1  cgs
Temperatura 30.000 ± 2.000  K
Outras designações
Sheliak, Shelyak, Shiliak, WDS  18501 + 3322
β Lyrae A : 10 Lyrae, AAVSO 1846 + 33, BD 33 3223, FK5  705, HD  174638, HIP  92420, RH  7106, SAO  67451/2
β Lyrae B : HD  174664, BD +33 3224, SAO  67453
Referências de banco de dados
SIMBAD β Lyrae
B

Beta Lyrae ( β Lyrae , abreviado Beta Lyr , β Lyr ) oficialmente nomeado Sheliak ( árabe : الشلياق, Romanização : ash-Shiliyāq) ( IPA : / ʃ i l i æ k / ), o nome tradicional do sistema, é uma sistema estelar múltiplo na constelação de Lyra . Com base nas medições de paralaxe obtidas durante a missão Hipparcos , está a aproximadamente 960 anos-luz (290 parsecs ) de distância do sol .

Embora apareça como um único ponto de luz a olho nu, na verdade consiste em seis componentes de magnitude aparente 14,3 ou mais brilhante. O componente mais brilhante, designado Beta Lyrae A, é em si um sistema estelar triplo , consistindo de um par binário eclipsante (Aa) e uma única estrela (Ab). Os dois componentes do par binário são designados Beta Lyrae Aa1 e Aa2. Os cinco componentes adicionais, designados Beta Lyrae B, C, D, E e F, são atualmente considerados estrelas únicas.

Nomenclatura

β Lyrae ( latinizado para Beta Lyrae ) é a designação Bayer do sistema , estabelecida por Johann Bayer em seu Uranometria de 1603, e denota que é a segunda estrela mais brilhante da constelação de Lyra . WDS J18501 + 3322 é uma designação no Washington Double Star Catalog . As designações dos constituintes como beta lyrae A , B e C , ou, alternativamente, o WDS J18501 + 3322A , B e C , e, adicionalmente, o WDS J18501 + 3322D , E e F , e aqueles de de A componentes - beta lyrae Aa , Aa1 , Aa2 e Ab - derivam da convenção usada pelo Catálogo de Multiplicidade de Washington (WMC) para sistemas estelares múltiplos e adotada pela União Astronômica Internacional (IAU).

Beta Lyrae tinha o nome tradicional de Sheliak (ocasionalmente Shelyak ou Shiliak ), derivado do árabe الشلياق šiliyāq ou Al Shilyāk, um dos nomes da constelação de Lyra na astronomia islâmica . Em 2016, a União Astronômica Internacional organizou um Grupo de Trabalho em Nomes de Estrelas (WGSN) para catalogar e padronizar nomes próprios para estrelas. O WGSN decidiu atribuir nomes próprios a estrelas individuais em vez de sistemas múltiplos inteiros . Ele aprovou o nome Sheliak para o componente Beta Lyrae Aa1 em 21 de agosto de 2016 e agora está incluído na Lista de Nomes de Estrelas aprovados pela IAU.

Na astronomia chinesa , Tsan Tae (漸 台( Jiāntāi ), que significa Clepsydra Terrace , refere-se a um asterismo que consiste nesta estrela, Delta² Lyrae , Gamma Lyrae e Iota Lyrae . Consequentemente, o nome chinês para Beta Lyrae em si é漸 台 二( Jiāntāièr , Inglês: a segunda estrela do terraço da Clepsidra .)

Propriedades

Beta Lyrae resolvido usando a matriz CHARA

Beta Lyrae Aa é um sistema binário semidetachável composto de uma estrela primária de classe estelar B6-8 e uma secundária que provavelmente também é uma estrela do tipo B. A estrela mais fraca e menos massiva do sistema já foi o membro mais massivo do par, o que fez com que ela evoluísse primeiro para longe da sequência principal e se tornasse uma estrela gigante . Como o par está em uma órbita próxima, conforme esta estrela se expandia em um gigante, ela preencheu seu lóbulo de Roche e transferiu a maior parte de sua massa para sua companheira.

A estrela secundária, agora mais massiva, é cercada por um disco de acreção dessa transferência de massa, com características bipolares semelhantes a jato projetando-se perpendicularmente ao disco. Este disco de acreção bloqueia a visão humana da estrela secundária, diminuindo sua luminosidade aparente e tornando difícil para os astrônomos identificarem qual é o seu tipo estelar. A quantidade de massa sendo transferida entre as duas estrelas é de cerca de 2 × 10-5 massas solares por ano, ou o equivalente à massa do Sol a cada 50.000 anos, o que resulta em um aumento no período orbital de cerca de 19 segundos a cada ano. O espectro de Beta Lyrae mostra as linhas de emissão produzidas pelo disco de acreção. O disco produz cerca de 20% do brilho do sistema.

Em 2006, uma pesquisa de óptica adaptativa detectou um possível terceiro companheiro, Beta Lyrae Ab. Foi detectado a 0,54 "de separação angular com uma magnitude diferencial de +4,53. A diferença nas magnitudes sugere que sua classe espectral está na faixa de B2-B5 V. Este companheiro faria do Beta Lyrae A um sistema triplo hierárquico.

Variabilidade

A luminosidade variável deste sistema foi descoberta em 1784 pelo astrônomo amador britânico John Goodricke . O plano orbital deste sistema está quase alinhado com a linha de visão da Terra, de modo que as duas estrelas eclipsam uma à outra periodicamente . Isso faz com que Beta Lyrae mude regularmente sua magnitude aparente de +3,2 para +4,4 ao longo de um período orbital de 12,9414 dias. Ele forma o protótipo de uma classe de binários eclipsantes de "contato" elipsoidal .

Os dois componentes estão tão próximos que não podem ser resolvidos com telescópios ópticos, formando um binário espectroscópico . Em 2008, a estrela primária e o disco de acreção da estrela secundária foram resolvidos e fotografados usando o interferômetro CHARA Array e o Michigan InfraRed Combiner (MIRC) na banda H do infravermelho próximo (veja o vídeo abaixo), permitindo que os elementos orbitais sejam calculados pela primeira vez.

Além dos eclipses regulares, o sistema mostra variações menores e mais lentas no brilho. Acredita-se que isso seja causado por mudanças no disco de acreção e são acompanhadas por variação no perfil e na intensidade das linhas espectrais, particularmente as linhas de emissão. As variações não são regulares mas caracterizam-se por um período de 282 dias.

Companheiros

Além de Beta Lyrae A, vários outros companheiros foram catalogados. β Lyr B, a uma separação angular de 45,7 ", é do tipo espectral B7V, tem uma magnitude aparente de +7,2 e pode ser facilmente visto com binóculos. É cerca de 80 vezes mais luminoso que o Sol. Em 1962 foi identificado como binário espectroscópico com um período de 4.348 dias, mas o lançamento de 2004 do catálogo SB9 de Órbitas Binárias Espectroscópicas o omitiu, então agora é considerado uma estrela única.

Os próximos dois componentes mais brilhantes são E e F. β Lyr E tem magnitude 10,1v, separação 67 ", e β Lyr F tem magnitude 10,6v, separação 86". Ambas são estrelas quimicamente peculiares ; ambas são catalogadas como estrelas Ap , embora o componente F às vezes seja considerado uma estrela Am .

O Washington Double Star Catalog lista dois companheiros mais fracos, C e D, com separação de 47 "e 64", respectivamente. Observou-se que o componente C varia em brilho em mais de uma magnitude, mas o tipo de variabilidade não é conhecido.

Os componentes A, B e F são considerados membros de um grupo de estrelas em torno de β Lyrae, aproximadamente à mesma distância e movendo-se em conjunto. Os outros simplesmente estão na mesma linha de visão. A análise da astrometria do Gaia Data Release 2 revela um grupo de cerca de 100 estrelas em torno de β Lyrae que compartilham seu movimento espacial e estão à mesma distância. Este cluster foi denominado Gaia 8. Os membros do cluster são todas estrelas da sequência principal e a falta de um desvio da sequência principal significa que uma idade precisa não pode ser calculada, mas a idade do cluster é estimada em 30 a 100 milhões de anos. A paralaxe Gaia DR2 média para as estrelas membro é3,4  mas .

A espaçonave Gaia forneceu esses dados para as estrelas listadas no WDS:

Componente Classe Espectral Magnitude (G) Movimento Adequado Velocidade radial (km / s) Paralaxe (mas) Simbad
RA (mas / ano) δ (mas / ano)
UMA 3,25 - 4,36 1,569 ± 0,582 -2,523 ± 0,594 2,20 ± 0,7 1,0851 ± 0,3398
B B7V 7,19 4,373 ± 0,087 -0,982 ± 0,098 -14 ± 5 3,0065 ± 0,0542
C B2 13,07 -1,936 ± 0,024 -1,824 ± 0,030 ? 0,2384 ± 0,0151
D K3V 14,96 -0,108 ± 0,062 -17,792 ± 0,074 ? 0,8378 ± 0,0368
E G5 9,77 1,649 ± 0,051 0,719 ± 0,053 1,4 1,6209 ± 0,0339
F G5 10,10 1,258 ± 0,047 -3,793 ± 0,052 -16,83 ± 1,41 3,5222 ± 0,0307

Veja também

Referências

links externos