Бета Лиры

Бета Лиры A/B
Звезда
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение	18ч 50м 04,80с
Склонение	+33° 21′ 46,0″
Расстояние	900 св. лет (270 пк)
Видимая звёздная величина (V)	3,52 (3,4–4,3)
Созвездие	Лира
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	−19,2 км/c
Собственное движение (μ)	RA: 1,10 mas в год Dec: -4,46 mas в год
Параллакс (π)	3,70 ± 0,52 mas
Абсолютная звёздная величина (V)	−3,91
Характеристики
Спектральный класс	B7Ve/A8Vp
Показатель цвета (B − V)	0,00
Показатель цвета (U − B)	−0,56
Переменность	β Lyr
Физические характеристики
Масса	13,16(30)/2,97(20) M☉
Радиус	6,0(2)/15,2(2) R☉
Возраст	23 млн лет
Температура	30 000/13 000 K
Светимость	26 300/6500 L☉
Другие обозначения Шелиак, 10 Lyr, HR 7106, BD+33°3223, HD 174638, SAO 67451, AAVSO 1846+33, FK5 705, HIP 92420 β Lyr
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
Информация в Викиданных ?

Координаты:  18^ч 50^м 04,80^с +33° 21′ 46,0″

Бета Лиры (Шелиак; β Lyr / β Lyrae) — яркая затменная переменная звезда в созвездии Лиры. Блеск этой звезды изменяется от +3,4^m до +4,3^m c периодом 12,9 дня. Период постепенно увеличивается (на 19 секунд в год), что связано с потерей вещества в окружающее пространство и перетоком с одной звезды на другую. Переменность этой звезды открыл Джон Гудрайк в 1784 году. Её собственное название Шелиак произошло от арабского الشلياق, что означает «черепаха» или «арфа».

Бета Лиры стала прототипом целого класса переменных звёзд — затменных двойных типа β Lyr. Это двойные звёзды, чьи компоненты так близки, что деформируются взаимной гравитацией и приобретают дынеобразную форму^[1].

Общие сведения

Система Бета Лиры состоит из двух звёзд главной последовательности — это бело-голубая звезда класса B7V (примерно в 26 тыс раз ярче Солнца, более яркий компонент) и белая звезда класса A8V или позднего класса B (бо́льшего размера, но менее яркая, в 6500 раз ярче Солнца). Расстояние между ними равно 40 млн километров. В этой системе происходит перетекание газа с одной звезды на другую, поскольку одна из них — звезда-донор — заполнила свою полость Роша. Поток перетекающего на вторую звезду газа образует аккреционный диск вокруг неё, светимость которого составляет около 20% от общей светимости системы. Вся система погружена в общую газовую оболочку, вещество которой непрерывно истекает в окружающее пространство.

Анимация показывает, как изменяется светимость в тесных двойных системах при их вращении вокруг общего центра масс

Когда-то звезда-донор была более массивной, вследствие чего она раньше достигла стадии гиганта, заполнила свою полость Роша и начала отдавать вещество своему спутнику. Это привело к тому, что сейчас масса этой звезды — всего лишь около 3 солнечных, а её компаньон распух до 13 солнечных масс.

Система не очень далека от Солнца (по последним данным 314 ± 17 парсек), соответственно, она подходит для наблюдения с помощью интерферометров^[2]. В 2008 году интерферометрическими наблюдениями в ближнем инфракрасном диапазоне были получены изображения главного компонента и аккреционного диска вторичного компонента (видео ниже); также эти наблюдения позволили определить элементы орбиты^[3].

В системе также имеется третья звезда на расстоянии 45,7 угловых секунд от главной пары — β Лиры B. Это звезда спектрального класса B5V с видимой звёздной величиной +7,2^m, то есть её можно легко рассмотреть в бинокль. Её светимость в 80 раз больше солнечной и она является спектроскопической двойной звездой с периодом 4,34 дня. Также рядом видны другие звезды, чьи параметры приведены в таблице^[4]. Скорее всего, все эти звёзды не входят в систему бета Лиры и являются просто оптически двойными.

Компоненты

Кривая блеска звезды β Лиры. Более глубокий минимум (4,4^m) наблюдается, когда большая тусклая звезда затмевает маленькую яркую; второй минимум (3,8^m) происходит через 6,5 дней, когда маленькая звезда затмевает часть большой.

Примечания

Ссылки

• First Resolved Images of the Eclipsing and Interacting Binary Beta Lyrae
• Получен портрет β Лиры