Beta Lyrae

Beta Lyra ( Sheliak ; β Lyr / β Lyrae) on kirkas pimentävä muuttuva tähti Lyyran tähdistössä . Tämän tähden kirkkaus vaihtelee +3,4 metristä +4,3 metriin 12,9 päivän ajanjaksolla . Jakso kasvaa vähitellen (19 sekuntia vuodessa), mikä liittyy aineen katoamiseen ympäröivään tilaan ja virtaukseen tähdestä toiseen. Tämän tähden vaihtelevuuden löysi John Goodryke vuonna 1784. Hänen oma nimensä Sheliak tulee arabiasta الشلياق , joka tarkoittaa "kilpikonnaa" tai "harppua".

Beta Lyraesta tuli prototyyppi koko luokan muuttuville tähdille , jotka peittävät β Lyr - tyypin binäärit . Nämä ovat kaksitähtiä, joiden komponentit ovat niin lähellä, että ne muuttavat muotoaan keskinäisen painovoiman vaikutuksesta ja muuttuvat munan muotoisiksi [3] .

Beta Lyrae koostuu osista: kolminkertaisesta tähtijärjestelmästä (nimetty Beta Lyrae A:ksi) sekä kahdesta yksittäistä tähtikumppanista (Beta Lyrae B ja C). Laajennetun järjestelmän komponentit B ja C, WDS J18501 + 3322, joissa on lisäkomponentteja, WDS J18501 + 3322D, E ja F [4] [5] [6] [7] [8] [9] . Beta Lyrae A koostuu pimentävästä binääristä (Beta Lyrae Aa) ja yhdestä tähdestä (Beta Lyrae Ab). Parin kaksi komponenttia ovat itse nimeltään Sheliak Aa1 (virallinen nimi Sheliak on järjestelmän perinteinen nimi [10] ) ja Aa2.

Yleistä tietoa

Beta Lyrae Aa1 -järjestelmä koostuu kahdesta pääsarjatähdestä  - sinivalkoisesta tähdestä, jonka spektrityyppi on B7V (noin 26 tuhatta kertaa kirkkaampi kuin aurinko , tämä on kirkkaampi komponentti) ja valkoisesta tähdestä, jonka spektrityyppi on A8V tai uudempi luokka B ( suurempi, mutta vähemmän kirkas, 6500 kertaa kirkkaampi kuin aurinko). Niiden välinen kiertorataetäisyys on noin 40 miljoonaa kilometriä .

Tässä järjestelmässä kaasu virtaa tähdestä toiseen, koska yksi niistä - nimeltään luovuttajatähti - on jo täyttänyt Roche-keilansa tähtien evoluution prosessissa inflaation vuoksi . Toiselle tähdelle virtaava kaasuvirtaus muodostaa sen ympärille akkretiokiekon , jonka valovoimaksi arvioidaan 20 % järjestelmän kokonaisvalovoimasta. Koko kahden oktaanisen tähden järjestelmä on yhteinen kaasuvaippa, jonka aine virtaa jatkuvasti tähtienväliseen avaruuteen.

Tämän parin syntyessä luovuttajatähti oli massiivisempi, joten se kehittyi nopeammin ja saavutti jättimäisen vaiheen aikaisemmin , täytti Roche-keilan ja alkoi antaa ainetta Lagrange-pisteen L 1 läheisyyden kautta kumppanilleen. Tämän seurauksena tämän tähden massa on nyt vain noin 3 auringon massaa, ja sen kumppanin massa on kasvanut 13 aurinkomassaan.

Järjestelmä on suhteellisen lähellä aurinkoa (viimeisimpien tietojen mukaan 314±17 parsekkia ), vastaavasti järjestelmän komponentit voidaan selvittää interferometreillä [11] .

Vuonna 2008 lähi-infrapunainterferometriset havainnot otettiin kuvia primaarisesta ja toissijaisen akkretiolevystä (katso video); nämä havainnot mahdollistivat myös kiertoradan elementtien tarkemman määrittämisen [10] .

Tähtien vaihtelu

Brittiläinen amatööritähtitieteilijä Goodryck havaitsi tähtien kirkkauden muutoksen vuonna 1784 [10] .

Maan tarkkailijan näkölinja on melkein tämän järjestelmän kiertoradan tasolla, joten järjestelmän kaksi tähteä ylittävät ajoittain toisiaan. Tämän seurauksena β Lyra A:n kirkkaus muuttaa ajoittain havaittuaan magnitudiaan noin +3,2:sta +4,4:ään 12,9414 päivän ajanjaksolla - kiertoradalla. Tämä kaksoistähti on prototyyppi ellipsoidimuotoisten lähellä varmentavien muuttuvien tähtien luokasta [12] .

Kirkkauden muutos kirkkausminimien välisissä vaiheissa on hidasta. Tämä selittyy sillä, että parin tähdet ovat venyneet yhdysakseliaan pitkin vuorovesivoimien vuoksi, joten säteilevän pinnan pinta-ala muuttuu näkölinjan suuntaan.

Nämä kaksi komponenttia ovat niin lähellä toisiaan kulmaetäisyydellä, että niitä ei voida erottaa tavanomaisilla optisilla teleskoopeilla. Vuonna 2008 luovuttajatähti ja akseptoritähden akkrektiolevy erotettiin ja kuvattiin käyttämällä CHARA- interferometriä ja Michigan Combined Infrared Laser (MIRC) -laitetta H-spektrin lähi-infrapuna-alueella, mikä mahdollisti kiertoradan elementtien laskemisen havaintojen perusteella.

Kirkkausmuutosten lisäksi kiertoradalla havaitaan pienempiä ja hitaampia muutoksia kirkkaudessa. Oletetaan, että ne johtuvat akkretiolevyssä tapahtuvista muutoksista, joihin liittyy muutos spektriviivojen , erityisesti emissioviivojen, profiilissa ja intensiteetissä. Nämä kirkkauden vaihtelut eivät ole aivan säännöllisiä, mutta niissä on jonkin verran 282 päivän ajanjaksoa [13] .

Järjestelmän osat

Järjestelmässä on myös kolmas tähti - β Lyra B solmuetäisyydellä 45,7 kaarisekuntia pääparista β Lyra Aa ja β Lyra Ab . Tämä on B5V- spektrityyppinen tähti, jonka näennäinen magnitudi on +7,2 m , mikä tarkoittaa, että se voidaan nähdä helposti kiikareilla. Sen kirkkaus on 80 kertaa aurinkoon verrattuna ja se on spektroskooppinen kaksoistähti , jonka kiertoaika on 4,34 päivää .

Näiden kolmen tähden vieressä näkyy myös muita tähtiä, joiden parametrit on annettu taulukossa [15] . Todennäköisesti kaikki nämä tähdet ovat optisia kerrannaisia.

Muistiinpanot

1. ↑ Balachandran S., Lambert D. L., Tomkin J., Parthasarathy M. Algolijärjestelmien kemiallinen koostumus - III. Beta Lyrae-nukleosynteesi paljastettu  (englanniksi) // Ma . Ei. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1986. - Voi. 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. B-tähtien pyörimisnopeudet  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2002. - Voi. 573, Iss. 1. - s. 359-365. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi: 10.1086/340590
3. ↑ Sheliak arkistoitu 7. marraskuuta 2012 Wayback Machinessa (Stars, Jim Kaler)"
4. ↑ beta Lyr -- Beta Lyr - tyypin peittävä binaari , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Beta+Lyrae > . Haettu 6. heinäkuuta 2018. Arkistoitu 18. huhtikuuta 2016 Wayback Machineen 
5. ↑ veto Lyr B -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322B > . Haettu 6. heinäkuuta 2018. Arkistoitu 2. elokuuta 2018 Wayback Machinessa 
6. ↑ veto Lyr C -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322C > . Haettu 6. heinäkuuta 2018. Arkistoitu 2. elokuuta 2018 Wayback Machinessa 
7. ↑ UCAC3 247-141831 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322D > . Haettu 6. heinäkuuta 2018. Arkistoitu 2. elokuuta 2018 Wayback Machinessa 
8. ↑ BD+33 3222 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322E > . Haettu 6. heinäkuuta 2018. Arkistoitu 2. elokuuta 2018 Wayback Machinessa 
9. ↑ BD+33 3225 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=WDS+J18501%2B3322F > . Haettu 6. heinäkuuta 2018. Arkistoitu 2. elokuuta 2018 Wayback Machinessa 
10. ↑ 1 2 3 Zhao, M.; Gies, D.; Monnier, JD & Thureau, N. (syyskuu 2008), Ensimmäiset selvitetyt kuvat pimentyneestä ja vuorovaikutteisesta binaarista β Lyrae , The Astrophysical Journal , osa 684 (2): L95–L98 , DOI 10.1086/592146 
11. ↑ Katson Beta Lyrae Evolvea (downlink) . Haettu 6. elokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 4. helmikuuta 2012.  (määrätön)  Fysiikan laitos Texas A&M University. (Englanti)
12. ↑ Wilson, Ralph Elmer (1953), Tähtien säteittäisten nopeuksien yleinen luettelo, Washington : 0 
13. ↑ Carrier, F.; Burki, G.; Burnet, M. Search for duplicity in periodic muuttuja Be stars  // Astronomy and Astrophysics  . - 2002. - Voi. 385 , no. 2 . - s. 488 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020174 . - .
14. ↑ 1 2 3 4 5 Simbad . Haettu 7. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 7. kesäkuuta 2019. (määrätön)
15. ↑ Sheliak Arkistoitu 27. syyskuuta 2007 Wayback Machinessa Alcyone ephemeris. (Englanti)

Linkit

• Ensimmäiset ratkaistut kuvat pimentyvästä ja vuorovaikutteisesta binaarisesta Beta  Lyraesta
• Saatiin muotokuva β Lyrasta

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)