Затменная переменная типа β Лиры

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 нашего зрения 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.

Перетекание массы

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 ‘’звёздный ветер’’). 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 блеска

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 Лиры

Прототипом данного класса звёзд стала β Лиры, которая имеет собственное название - Шелиак. Её переменность была открыта в 1784 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

Примечания

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

Для улучшения этой статьи желательно?: Найти и оформить в виде сносок ссылки на авторитетные источники, подтверждающие написанное.