I astronomi er en Beta Lyrae-type variabel (stjerne) en særlig type binær formørkelsesstjerne .
Beta Lyrae-stjerner udgør nært beslægtede binære systemer; systemets samlede lysstyrke er variabel, fordi en af komponenterne periodisk passerer foran den anden set fra jorden og dermed blokerer dens lys. De to komponenter i Beta Lyrae-systemerne er massive (hver adskillige solmasser ) og udvidede ( kæmpe eller superstore ) stjerner . De er så tætte, at deres form er stærkt deformeret af tyngdekræfterne: disse stjerner har ellipsoide former, og betydelige overførsler af stof finder sted mellem dem.
At være giganter eller superkæmper udsættes for stjerner af Beta Lyrae-typen for et kraftigt tab af stof i form af stjernevind ; Når den er tæt, forstærker en anden effekt disse overførsler: Når en af stjernerne strækker sig ud, kan den nå sin Roche-lap og miste stof på denne måde.
Den mest massive stjerne er normalt den første til at udvikle sig til en kæmpe eller superkæmpe. I dette tilfælde bliver masseoverførslerne fra en stjerne til en anden så vigtige, at denne første stjerne på mindre end en million år bliver den letteste i systemet. Dette ændrer naturligvis stærkt den fremtidige udvikling af hver af de to stjerner.
Den lys kurve for en Beta Lyrae typen variabel er relativt glat: formørkelser starter og slutter gradvist på grund af strømmen af stof mellem de to komponenter. Amplituden af variationerne overstiger generelt ikke en størrelse ; den største kendte amplitude er 2,3 m ( V480 Lyrae ).
Variationsperioden er meget regelmæssig bestemt af den binære stjernes revolutionstid. Det er generelt kort, typisk et par dage. Den korteste kendte periode er 0,29 dage ( QY Hydrae ), den længste 198,4 dage ( W Crucis ). I systemer med en periode, der er længere end 100 dage, er en af komponenterne normalt en superkæmpe.
Beta Lyrae-systemer betragtes undertiden som en undergruppe af variabler af Algol-typen ; formørkelser af variablerne i Algol-typen er dog meget tydeligere. På den anden side ligner Beta Lyrae- variabler W Ursae Majoris-variabler ; sidstnævnte er generelt tættere ( kontaktbinarier ), og deres komponenter er lettere (ca. en solmasse).
Prototypen på disse stjerner er β Lyrae (undertiden kaldet Sheliak). Dens variation blev opdaget i 1784 af John Goodricke .
Næsten tusind β Lyrae-type binære filer kendes: den seneste udgave af det generelle katalog over variable stjerner (2003) i reference 835 (2,2% af alle kendte variabler). Den følgende tabel giver karakteristika for de ti lyseste β Lyrae-variabler.
| Stjerne | Periode (d) |
Størrelse (max - min) |
Type | Afstand ( al ) |
|---|---|---|---|---|
| ζ Og | 17,7695 | 3,92 - 4,14 | K1II-III | 181 |
| UW CMa | 4.393407 | 4,84 - 5,33 | O7Ia: fp + OB | ~ 3.000 |
| τ CMa | 1.28 | 4,32 - 4,37 | O9Ib | ~ 3.000 |
| β Lyr | 12.913834 | 3,25 - 4,36 | B8II - IIIep | 880 |
| 5 Pic | 1.672541 | 4,65 - 4,90 | B3III + O9V | 1.700 |
| V Pup | 1.4544859 | 4,35 - 4,92 | B1Vp + B3: | 1.200 |
| PU hvalp | 2.57895 | 4,69 - 4,75 | B9 | 550 |
| υ Sgr | 137,939 | 4,53 - 4,61 | B8pI: + O9V? (eller F2p?) | ~ 1.700 |
| μ 1 Sco | 1.44626907 | 2,94 - 3,22 | B1,5V + B6,5V | 800 |
| π Sco | 1,57 | 2,82 - 2,85 | B1V + B2V | 460 |