10 Лиры

Бета Лиры A/B
Звез­да
Наблю­да­тель­ные дан­ные (Эпо­ха J2000.0)
Пря­мое вос­хож­де­ние	18ч 50м 4,80с
Скло­не­ние	+33° 21′ 46,00″
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
• пря­мое вос­хож­де­ние	1,10 mas в год
• скло­не­ние	−4,46 mas в год
Парал­лакс (π)	3,70 ± 0,52 mas
Абсо­лют­ная звёзд­ная вели­чи­на (V)	−3,91
Спек­траль­ные харак­те­ри­сти­ки
Спек­траль­ный класс	B7Ve/A8Vp
Пока­за­тель цве­та
• B−V	0,00
• 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⊙
Метал­лич­ность	0,49[1]
Вра­ще­ние	0 км/с[2]
Коды в ката­ло­гах
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  ?

Бе́та Ли́ры (Шелиа́к; 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 яйце­об­раз­ную фор­му^[3].

Бета Лиры состо­ит из ком­по­нен­тов: трой­ной звезд­ной систе­мы (обо­зна­чен­ной бета-лиры А) вме­сте с дву­мя оди­ноч­ны­ми звезд­ны­ми ком­па­ньо­на­ми (Бета Лиры В и С). Ком­по­нен­ты B и C рас­ши­рен­ной систе­мы, обо­зна­ча­е­мой WDS J18501 + 3322, име­ю­щей допол­ни­тель­ные ком­по­нен­ты, обо­зна­ча­е­мые WDS J18501 + 3322D, E и F^{[4][5][6][7][8][9]}. Бета Лиры А состо­ит из затмен­ной двой­ной пары (Бета-Лиры Aa) и оди­ноч­ной звез­ды (Бета Лиры Ab). Два ком­по­нен­та пары сами назы­ва­ют­ся Шели­ак Aа1 (офи­ци­аль­ное назва­ние Sheliak, — тра­ди­ци­он­ное назва­ние систе­мы^[10]) и Аа2.

Общие сведения

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

Ани­ми­ро­ван­ное изоб­ра­же­ние Бета Лиры полу­чен­ное инфра­крас­ным интер­фе­ро­мет­ром CHARA

Систе­ма Бета Лиры Aа1 состо­ит из двух звёзд глав­ной после­до­ва­тель­но­сти — это бело-голу­бая звез­да спек­траль­но­го клас­са B7V (при­мер­но в 26 тыс. раз ярче Солн­ца, это более яркий ком­по­нент) и белая звез­да спек­траль­но­го клас­са A8V или более позд­не­го клас­са B (бо́льшего раз­ме­ра, но менее яркая, в 6500 раз ярче Солн­ца). Орби­таль­ной рас­сто­я­ние меж­ду ними око­ло 40 млн км.

В этой систе­ме про­ис­хо­дит пере­те­ка­ние газа с одной звез­ды на дру­гую, посколь­ку одна из них — назы­ва­е­мая звез­дой-доно­ром — в про­цес­се звёзд­ной эво­лю­ции из=за раз­ду­ва­ния уже запол­ни­ла свою полость Роша. Поток пере­те­ка­ю­ще­го на вто­рую звез­ду газа обра­зу­ет аккре­ци­он­ный диск вокруг неё, све­ти­мость кото­ро­го оце­ни­ва­ет­ся в 20 % от общей све­ти­мо­сти систе­мы. Вся систе­ма двух звёзд окта­на общей газо­вой обо­лоч­кой, веще­ство кото­рой непре­рыв­но исте­ка­ет в меж­звёзд­ное про­стран­ство.

При рож­де­нии этой пары звез­да-донор была более мас­сив­ной, поэто­му эво­лю­ци­о­ни­ро­ва­ла быст­рее и рань­ше достиг­ла ста­дии гиган­та, запол­ни­ла свою полость Роша и нача­ла отда­вать веще­ство через окрест­но­сти точ­ки Лагран­жа L₁ сво­е­му спут­ни­ку. В резуль­та­те сей­час мас­са этой звез­ды — все­го лишь око­ло 3 сол­неч­ных, а её ком­па­ньон уве­ли­чил­ся в мас­се до 13 сол­неч­ных масс.

Систе­ма отно­си­тель­но близ­ка к Солн­цу (по послед­ним дан­ным 314±17 пар­сек), соот­вет­ствен­но, ком­по­нен­ты систе­мы мож­но раз­ре­шить с помо­щью интер­фе­ро­мет­ров^[11].

В 2008 году интер­фе­ро­мет­ри­че­ски­ми наблю­де­ни­я­ми в ближ­нем инфра­крас­ном диа­па­зоне были полу­че­ны изоб­ра­же­ния глав­но­го ком­по­нен­та и аккре­ци­он­но­го дис­ка вто­рич­но­го ком­по­нен­та (см. видео); так­же эти наблю­де­ния поз­во­ли­ли более точ­но опре­де­лить эле­мен­ты орби­ты^[10].

Переменность звезды

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.

Изме­не­ние блес­ка звез­ды открыл в 1784 году бри­тан­ский аст­ро­но­мом-люби­тель Гудрайк^[10].

Луч зре­ния зем­но­го наблю­да­те­ля почти лежит в плос­ко­сти орби­ты этой систе­мы, поэто­му две звез­ды систе­мы пери­о­ди­че­ски затме­ва­ют друг дру­га. В резуль­та­те блеск β Лиры A пери­о­ди­че­ски изме­ня­ет свою наблю­да­е­мую звёзд­ную вели­чи­ну от при­бли­зи­тель­но +3,2 до +4,4 с пери­о­дом 12,9414 дней — орби­таль­ным пери­о­дом. Эта двой­ная звез­да явля­ет­ся про­то­ти­пом клас­са эллип­со­и­даль­ных тес­ных затмен­ных пере­мен­ных звёзд^[12].

Изме­не­ние блес­ка в фазах меж­ду мини­му­ма­ми блес­ка про­ис­хо­дит мед­лен­но. Это объ­яс­ня­ет­ся тем, что звёз­ды в паре вытя­ну­ты вдоль их соеди­ня­ю­щей оси из-за при­лив­ных сил, поэто­му пло­щадь излу­ча­ю­щей поверх­но­сти по направ­ле­нию луча зре­ния изме­ня­ет­ся.

Два ком­по­нен­та нахо­дят­ся настоль­ко близ­ко по угло­во­му рас­сто­я­нию друг к дру­гу, что их невоз­мож­но раз­ре­шить с помо­щью обыч­ных опти­че­ских теле­ско­пов. В 2008 году звез­да-донор и аккре­ци­он­ный диск звез­ды-акцеп­то­ра были раз­ре­ше­ны и отоб­ра­же­ны с помо­щью интер­фе­ро­мет­ра CHARA и Мичи­ган­ско­го инфра­крас­но­го сов­ме­щён­но­го лазе­ра (MIRC) в ближ­ней инфра­крас­ной обла­сти спек­тра H, что поз­во­ля­ет по наблю­де­ни­ям вычис­лить эле­мен­ты орби­ты.

Кро­ме изме­не­ний блес­ка с орби­таль­ным пери­о­дом наблю­да­ют­ся мень­шие и более мед­лен­ные изме­не­ния ярко­сти. Пред­по­ла­га­ет­ся, что они вызва­ны изме­не­ни­я­ми аккре­ци­он­но­го дис­ка сопро­вож­да­ю­щей­ся изме­не­ни­ем про­фи­ля и интен­сив­но­сти спек­траль­ных линий, в част­но­сти эмис­си­он­ных линий. Эти коле­ба­ния блес­ка не совсем регу­ляр­ные, но наблю­да­ет­ся неко­то­рая пери­о­дич­ность с пери­о­дом 282 дня^[13].

Компоненты системы

В систе­ме так­же име­ет­ся тре­тья звез­да — β Лиры B на узло­вом рас­сто­я­нии 45,7 угло­вых секунд от глав­ной пары β Лиры Aa и β Лиры Ab. 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 орби­таль­ным пери­о­дом 4,34 дня.

Так­же рядом с эти­ми тре­мя звёз­да­ми вид­ны дру­гие звез­ды, чьи пара­мет­ры при­ве­де­ны в таб­ли­це^[15]. Веро­ят­но, все эти звёз­ды явля­ют­ся опти­че­ски крат­ны­ми.

Примечания

Ссылки

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