Beta Lyrae - Beta Lyrae
 Ubicación de β Lyrae en Lyra | |
| Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Constelación | Lira |
| Ascensión recta | 18 h 50 m 04.79525 s |
| Declinación | + 33 ° 21 ′ 45.6100 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 3,52 (3,25 - 4,36) |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | B6-8II + B |
| Índice de color U − B | −0,56 |
| Índice de color B − V | +0,00 |
| Tipo variable | β Lyr |
| Astrometria | |
| A | |
| Velocidad radial (R v ) | −19,2 km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 1,90 mas / año Diciembre: −3,53 mas / año |
| Paralaje (π) | 3,39 ± 0,17 mas |
| Distancia | 960 ± 50 Ly (290 ± 10 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −3,82 |
| B | |
| Velocidad radial (R v ) | −14 ± 5 km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: 4.373 ± 0.087 mas / año Dic .: −0,982 ± 0,098 mas / año |
| Paralaje (π) | 3.0065 ± 0.0542 mas |
| Distancia | 1.080 ± 20 ly (333 ± 6 pc ) |
| Orbita | |
| Primario | Aa1 |
| Compañero | Beta Lyrae Aa2 |
| Periodo (P) | 12,9414 días |
| Semieje mayor (a) | 0.865 ± 0.048 mas |
| Excentricidad (e) | 0 |
| Inclinación (i) | 92,25 ± 0,82 ° |
| Longitud del nodo (Ω) | 254,39 ± 0,83 ° |
| Detalles | |
| β Lyr Aa1 | |
| Masa | 2,97 ± 0,2 M ☉ |
| Radio | 15,2 ± 0,2 R ☉ |
| Luminosidad | 6.500 L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 2,5 ± 0,1 cgs |
| Temperatura | 13,300 K |
| Edad | 23 Myr |
| β Lyr Aa2 | |
| Masa | 13,16 ± 0,3 M ☉ |
| Radio | 6,0 ± 0,2 R ☉ |
| Luminosidad | 26,300 L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 4.0 ± 0.1 cgs |
| Temperatura | 30.000 ± 2.000 K |
| Otras designaciones | |
Sheliak, Shelyak, Shiliak, WDS 18501 + 3322 | |
| β Lyrae A : 10 Lyrae, AAVSO 1846 + 33, BD +33 3223, FK5 705, HD 174638, HIP 92420, HR 7106, SAO 67451/2 | |
| β Lyrae B : HD 174664, BD +33 3224, SAO 67453 | |
| Referencias de la base de datos | |
| SIMBAD | β Lyrae |
| B | |
Beta Lyrae ( β Lyrae , abreviado Beta Lyr , β Lyr ) denominado oficialmente Sheliak ( árabe : الشلياق, Romanization : ash-Shiliyāq) ( IPA : / ʃ i l i æ k / ), el nombre tradicional del sistema, es una sistema estelar múltiple en la constelación de Lyra . Según las mediciones de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos , se encuentra a aproximadamente 960 años luz (290 parsecs ) de distancia del Sol .
Aunque aparece como un único punto de luz a simple vista, en realidad consta de seis componentes de magnitud aparente 14,3 o más brillantes. El componente más brillante, designado Beta Lyrae A, es en sí mismo un sistema de estrellas triples , que consta de un par binario eclipsante (Aa) y una estrella única (Ab). Los dos componentes del par binario se denominan Beta Lyrae Aa1 y Aa2. Los cinco componentes adicionales, denominados Beta Lyrae B, C, D, E y F, se consideran actualmente estrellas individuales.
Nomenclatura
β Lyrae ( latinizada a Beta Lyrae ) es la designación de Bayer del sistema , establecida por Johann Bayer en su Uranometria de 1603, y denota que es la segunda estrella más brillante en la constelación de Lyra . WDS J18501 + 3322 es una designación en el catálogo Washington Double Star . Las designaciones de los componentes como Beta Lyrae A , B y C , o alternativamente WDS J18501 + 3322A , B y C , y adicionalmente WDS J18501 + 3322D , E y F , y las de los componentes de A - Beta Lyrae Aa , Aa1 , Aa2 y ab - derivan de la convención utilizada por el Catálogo de Washington multiplicidad (WMC) para los sistemas de estrellas múltiples , y adoptado por la Unión Astronómica Internacional (UAI).
Beta Lyrae llevaba el nombre tradicional Sheliak (ocasionalmente Shelyak o Shiliak ), derivado del árabe الشلياق šiliyāq o Al Shilyāk, uno de los nombres de la constelación de Lyra en la astronomía islámica . En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN decidió atribuir nombres propios a estrellas individuales en lugar de sistemas múltiples completos . Aprobó el nombre Sheliak para el componente Beta Lyrae Aa1 el 21 de agosto de 2016 y ahora está incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la IAU.
En astronomía china , Tsan Tae (漸 台( Jiāntāi ), que significa Clepsydra Terrace , se refiere a un asterismo que consta de esta estrella, Delta² Lyrae , Gamma Lyrae e Iota Lyrae . En consecuencia, el nombre chino de Beta Lyrae es漸 台 二( Jiāntāièr , Inglés: la Segunda Estrella de Clepsydra Terrace .)
Propiedades
Beta Lyrae Aa es un sistema binario adosado formado por una estrella primaria de clase estelar B6-8 y una secundaria que probablemente también sea una estrella de tipo B. La estrella más débil y menos masiva del sistema fue una vez el miembro más masivo del par, lo que hizo que evolucionara alejándose de la secuencia principal primero y se convirtiera en una estrella gigante . Debido a que la pareja está en una órbita cercana, cuando esta estrella se expandió hasta convertirse en un gigante, llenó su lóbulo de Roche y transfirió la mayor parte de su masa a su compañera.
La estrella secundaria, ahora más masiva, está rodeada por un disco de acreción de esta transferencia de masa, con características bipolares similares a un chorro que se proyectan perpendicularmente al disco. Este disco de acreción bloquea la vista de los humanos de la estrella secundaria, lo que reduce su luminosidad aparente y dificulta a los astrónomos determinar cuál es su tipo estelar. La cantidad de masa que se transfiere entre las dos estrellas es de aproximadamente 2 × 10 −5 masas solares por año, o el equivalente a la masa del Sol cada 50.000 años, lo que da como resultado un aumento del período orbital de unos 19 segundos cada año. El espectro de Beta Lyrae muestra líneas de emisión producidas por el disco de acreción. El disco produce alrededor del 20% del brillo del sistema.
En 2006, una encuesta de óptica adaptativa detectó un posible tercer compañero, Beta Lyrae Ab. Se detectó a una separación angular de 0.54 "con una magnitud diferencial de +4.53. La diferencia en magnitudes sugiere que su clase espectral está en el rango B2-B5 V. Este compañero haría de Beta Lyrae A un sistema triple jerárquico.
Variabilidad
La luminosidad variable de este sistema fue descubierta en 1784 por el astrónomo aficionado británico John Goodricke . El plano orbital de este sistema está casi alineado con la línea de visión desde la Tierra, por lo que las dos estrellas se eclipsan periódicamente entre sí. Esto hace que Beta Lyrae cambie regularmente su magnitud aparente de +3.2 a +4.4 durante un período orbital de 12.9414 días. Forma el prototipo de una clase de binarios eclipsantes de "contacto" elipsoidales .
Los dos componentes están tan juntos que no se pueden resolver con telescopios ópticos, formando un binario espectroscópico . En 2008, la estrella primaria y el disco de acreción de la estrella secundaria se resolvieron y tomaron imágenes utilizando el interferómetro CHARA Array y el Combinador de infrarrojos de Michigan (MIRC) en la banda H del infrarrojo cercano (ver video a continuación), lo que permitió calcular los elementos orbitales. por primera vez.
Además de los eclipses regulares, el sistema muestra variaciones de brillo más pequeñas y lentas. Se cree que estos son causados por cambios en el disco de acreción y van acompañados de variaciones en el perfil y la fuerza de las líneas espectrales, particularmente las líneas de emisión. Las variaciones no son regulares pero se han caracterizado con un período de 282 días.
Compañeros
Además de Beta Lyrae A, se han catalogado varios otros compañeros. β Lyr B, con una separación angular de 45,7 ", es de tipo espectral B7V, tiene una magnitud aparente de +7,2 y se puede ver fácilmente con binoculares. Es aproximadamente 80 veces más luminoso que el Sol. En 1962 se identificó como binario espectroscópico con un período de 4.348 días, pero el lanzamiento de 2004 del catálogo SB9 de órbitas binarias espectroscópicas lo omitió, por lo que ahora se considera una estrella única.
Los siguientes dos componentes más brillantes son E y F. β Lyr E es magnitud 10.1v, separación 67 ", y β Lyr F es magnitud 10.6v, separación 86". Ambas son estrellas químicamente peculiares ; ambas están catalogadas como estrellas Ap , aunque a veces se piensa que el componente F es una estrella Am .
El Washington Double Star Catalog enumera dos compañeros más débiles, C y D, a 47 "y 64" de separación, respectivamente. Se ha observado que el componente C varía en brillo en más de una magnitud, pero se desconoce el tipo de variabilidad.
Se cree que los componentes A, B y F son miembros de un grupo de estrellas alrededor de β Lyrae, aproximadamente a la misma distancia y moviéndose juntas. Los otros simplemente están en la misma línea de visión. El análisis de la astrometría de Gaia Data Release 2 revela un grupo de alrededor de 100 estrellas alrededor de β Lyrae que comparten su movimiento espacial y están a la misma distancia. Este cúmulo se ha denominado Gaia 8. Los miembros del cúmulo son estrellas de secuencia principal y la falta de un desvío de secuencia principal significa que no se puede calcular una edad precisa, pero la edad del cúmulo se estima en 30 a 100 millones de años. El paralaje promedio de Gaia DR2 para las estrellas miembro es3,4 mas .
La nave espacial Gaia ha proporcionado estos datos para las estrellas enumeradas en el WDS:
| Componente | Clase espectral | Magnitud (G) | Movimiento adecuado | Velocidad radial (km / s) | Parallax (mas) | Simbad | |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| RA (mas / año) | δ (mas / año) | ||||||
| A | 3,25 - 4,36 | 1,569 ± 0,582 | -2,523 ± 0,594 | 2,20 ± 0,7 | 1.0851 ± 0.3398 | ||
| B | B7V | 7.19 | 4,373 ± 0,087 | -0,982 ± 0,098 | -14 ± 5 | 3,0065 ± 0,0542 | |
| C | B2 | 13.07 | -1,936 ± 0,024 | -1,824 ± 0,030 | ? | 0,2384 ± 0,0151 | |
| D | K3V | 14,96 | -0,108 ± 0,062 | -17,792 ± 0,074 | ? | 0,8378 ± 0,0368 | |
| mi | G5 | 9,77 | 1,649 ± 0,051 | 0,719 ± 0,053 | 1.4 | 1.6209 ± 0.0339 | |
| F | G5 | 10.10 | 1,258 ± 0,047 | -3,793 ± 0,052 | -16,83 ± 1,41 | 3,5222 ± 0,0307 | |
Ver también
Referencias
enlaces externos
- Kaler, James B. (2002), Las cien estrellas más grandes , Copernicus Series, Springer, p. 29, ISBN 978-0-387-95436-3
- Página de inicio de Philippe Stee: Hot and Active Stars Research
- Kaler, James B., "Sheliak (Beta Lyrae)" , Estrellas , Universidad de Illinois , recuperada 2011-12-20
- Bruton, Dan; Linenschmidt, Robb; Schmude, Jr., Richard W., Watching Beta Lyrae Evolve , Texas A&M University, archivado desde el original el 25 de febrero de 2003 , consultado el 20 de diciembre de 2011
- Beck, Sara J. (1 de julio, 2011), Beta Lyrae , AAVSO , recuperada 2011-12-20