Beta variável Lyrae - Beta Lyrae variable

Beta variáveis Lyrae são uma classe de perto estrelas binárias . O seu brilho total é variável porque as duas estrelas componentes orbitam um ao outro, e nesta órbita um componente passa periodicamente em frente da outra, bloqueando, assim, a sua luz. As duas estrelas de componentes de sistemas de Beta Lyrae são bastante pesados (várias massas solares ( M _☉ ) cada) e extended ( gigantes ou supergigantes ). Eles estão tão perto, que suas formas são fortemente distorcida por mútuos gravitação forças: as estrelas têm formas elipsoidais, e há massa extensa flui de um componente para outro.

flui em massa

Estes fluxos de massa ocorrer porque uma das estrelas, no curso de sua evolução , tornou-se um gigante ou supergigante. Tais estrelas estendidas facilmente perder massa, só porque eles são tão grandes: gravitação em sua superfície é fraco, por isso gás escapa facilmente (o chamado vento estelar ). Em sistemas binários mais próximos, como sistemas Lyrae beta, um segundo efeito reforça esta perda de massa: quando um gigante incha estrela, que pode atingir o seu limite de Roche , que é, uma superfície matemático que envolve os dois componentes de uma estrela binária em que a matéria possa fluir livremente a partir de um componente para o outro.

Em estrelas binárias a estrela mais pesado geralmente é o primeiro a evoluir para uma gigante ou supergigante. Os cálculos mostram que a sua perda de massa, em seguida, irá tornar-se tão grande que em um relativamente curto espaço de tempo (menos de meio milhão de anos) esta estrela, que já foi o mais pesado, agora torna-se o mais leve dos dois componentes. Parte de sua massa é transferida para a estrela companheira, o resto se perde no espaço.

curvas de luz

As curvas de luz de beta variáveis Lyrae são bastante suave: eclipses começar e terminar de forma tão gradual que os momentos exatos são impossíveis de contar. Isso ocorre porque o fluxo de massa entre os componentes é tão grande que ele envelopes todo o sistema em um ambiente comum. A amplitude das variações de brilho é na maioria dos casos menos do que uma magnitude ; a maior amplitude conhecida é de 2,3 grandezas (V480 Lyrae).

O período das variações de brilho é muito regular. Ele é determinado pelo período de revolução do binário, o tempo que leva para os dois componentes para orbitar uma vez em torno de si. Estes períodos são curtos, tipicamente, um ou poucos dias. O período mais curto é conhecido 0,29 dias (QY Hydrae); o mais longo é 198,5 dias (W Crucis). Em sistemas Lyrae beta com períodos mais longos do que 100 dias, um dos componentes é em geral um Supergigante .

Sistemas Lyrae beta são, por vezes, considerado um subtipo das variáveis Algol ; no entanto, suas curvas de luz são diferentes (os eclipses das variáveis Algol são muito mais bem definida). Por outro lado, beta variáveis Lyrae olhar um pouco como variáveis W Ursa Maior ; no entanto, estes últimos são, em geral, ainda mais estreitas binários (os chamados binários de contacto), e suas estrelas componentes são na sua maioria mais leve do que os componentes do sistema beta Lyrae (cerca de 1  M _☉ ).

Exemplos de p Lyrae

O protótipo dos beta Lyrae tipo estrelas variáveis é p Lyrae , também chamado Sheliak. Sua variabilidade foi descoberto em 1784 por John Goodricke .

Quase mil binários Lyrae beta são conhecidos: a última edição do Catálogo Geral de Estrelas Variáveis (2003) lista 835 deles (2,2% de todas as estrelas variáveis). Os dados para os mais brilhante p variáveis dez Lyrae são dadas abaixo. (Veja também a lista de estrelas variáveis conhecidas .)