Variable Beta Lyrae - Beta Lyrae variable

Estrella binaria eclipsante tipo Beta Lyrae. El componente más pesado y blanco está rodeado por un anillo de gas. El gas llega al componente secundario en forma de lágrima.

Las variables Beta Lyrae son una clase de estrellas binarias cercanas . Su brillo total es variable porque las dos estrellas componentes se orbitan entre sí, y en esta órbita un componente pasa periódicamente por delante del otro, bloqueando así su luz. Las estrellas de dos componentes de los sistemas Beta Lyrae son bastante pesadas (varias masas solares ( M _☉ ) cada una) y extendidas ( gigantes o supergigantes ). Están tan cerca, que sus formas están fuertemente distorsionadas por fuerzas de gravitación mutuas : las estrellas tienen formas elipsoidales y hay grandes flujos de masa de un componente al otro.

Flujos de masa

Estos flujos de masa se producen porque una de las estrellas, en el curso de su evolución , se ha convertido en gigante o supergigante. Tales estrellas extendidas pierden masa fácilmente, simplemente porque son tan grandes: la gravitación en su superficie es débil, por lo que el gas se escapa fácilmente (el llamado viento estelar ). En sistemas binarios cercanos como los sistemas beta Lyrae, un segundo efecto refuerza esta pérdida de masa: cuando una estrella gigante se hincha, puede alcanzar su límite de Roche , es decir, una superficie matemática que rodea los dos componentes de una estrella binaria donde la materia puede fluir libremente. de un componente al otro.

En las estrellas binarias, la estrella más pesada generalmente es la primera en evolucionar a gigante o supergigante. Los cálculos muestran que su pérdida de masa será entonces tan grande que en un tiempo comparativamente muy corto (menos de medio millón de años) esta estrella, que alguna vez fue la más pesada, ahora se convierte en la más ligera de las dos componentes. Parte de su masa se transfiere a la estrella compañera, el resto se pierde en el espacio.

Curvas de luz

Las curvas de luz de las variables beta Lyrae son bastante suaves: los eclipses comienzan y terminan tan gradualmente que los momentos exactos son imposibles de definir. Esto ocurre porque el flujo de masa entre los componentes es tan grande que envuelve todo el sistema en una atmósfera común. La amplitud de las variaciones de brillo es en la mayoría de los casos menos de una magnitud ; la mayor amplitud conocida es de 2,3 magnitudes (V480 Lyrae).

El período de las variaciones de brillo es muy regular. Está determinado por el período de revolución del binario: el tiempo que tardan los dos componentes en orbitar una vez alrededor del otro. Estos períodos son cortos, generalmente de uno o varios días. El período más corto conocido es de 0,29 días (QY Hydrae); el más largo es de 198,5 días (W Crucis). En los sistemas beta Lyrae con períodos superiores a 100 días, uno de los componentes es generalmente un supergigante .

Los sistemas Beta Lyrae a veces se consideran un subtipo de las variables de Algol ; sin embargo, sus curvas de luz difieren (los eclipses de las variables de Algol están mucho más definidos). Por otro lado, las variables beta Lyrae se parecen un poco a las variables W Ursae Majoris ; sin embargo, estos últimos son en general binarios aún más cercanos (los llamados binarios de contacto ), y sus estrellas componentes son en su mayoría más ligeras que los componentes del sistema beta Lyrae (aproximadamente 1  M _☉ ).

Ejemplos de estrellas β Lyrae

El prototipo de las estrellas variables de tipo β Lyrae es β Lyrae , también llamada Sheliak. Su variabilidad fue descubierta en 1784 por John Goodricke .

Se conocen casi mil binarios β Lyrae: la última edición del Catálogo General de Estrellas Variables (2003) enumera 835 de ellos (2,2% de todas las estrellas variables). Los datos de las diez variables β Lyrae más brillantes se proporcionan a continuación. (Consulte también la lista de estrellas variables conocidas ).