Beta Lyrae

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Nota de desambiguación.svg Desambiguación - "Sheliak" se refiere aquí. Si está buscando las especies exóticas de Star Trek, consulte Star Trek Species: The Next Generation # Sheliak .
Beta Lyr A / B
Clasificación Eclipse binario
Clase espectral B7Ve / B [1]
Tipo de variable Variable Beta Lyrae
Distancia del sol 870 años luz
Constelación Lira
Coordenadas
(en el momento J2000.0 )
Ascensión recta 18 h 50 m 04.8 s
Declinación + 33 ° 21 ′ 45,61 ″
Datos físicos
Radio medio 15 / 7.5? [1] R
Masa
2,83 / 12,76 [2] M
Temperatura
superficial
13.000 / 30.000 K (promedio)
Brillo
6000 / 25.000 L
Datos de observación
Aplicación Magnitude. 3,4 - 4,6 (var.)
Magnitud abs. -3,64
Paralaje 3.39 máximo
Velocidad radial 19,2 kilometros / s
Nomenclaturas alternativas
Sheliak, Shiliak, β Lyr , 10 Lyr , HR 7106, HIP 92420, HD 174638, SAO 67451, BD + 33 ° 3223

Coordenadas : Carta celeste 18 h 50 m 04,8 s , + 33 ° 21 ′ 45,61 ″

Beta Lyrae (β Lyr / β Lyrae) es una estrella binaria a unos 882 años luz de distancia, en la constelación de Lyra . También se le llama Sheliak , que significa arpa en árabe , y es el prototipo de las variables Beta Lyrae , sistemas binarios estrechos donde los componentes se eclipsan entre sí en un período generalmente de unos pocos días.

En la designación de Bayer la estrella ya estaba presente en 1603 en la publicación del astrónomo alemán, mientras que John Flamsteed la catalogó 10 Lyrae en su catálogo de 1712 . Su variabilidad fue descubierta por el astrónomo aficionado británico John Goodricke , en 1784 , mientras que el primer análisis espectroscópico de Beta Lyrae fue realizado en 1933 por la astrónoma Antonia Maury .

Observación

β indica la posición de Sheliak en la constelación de Lyra.

Al igual que los demás componentes de la constelación de Lyra, la estrella forma parte del cielo norte, por lo que es más visible desde el hemisferio norte de la Tierra, donde en las tardes de verano en latitudes medias alcanza el cenit , y ya es visible. en marzo en el este antes de la salida del sol, y permanece visible hasta finales de otoño, cuando es visible en el oeste después de la puesta del sol. Desde el hemisferio sur aparece bajo en el horizonte norte desde las latitudes medias del sur, y aunque es posible verlo también desde las regiones del extremo sur de Sudamérica , la visión es bastante difícil y está restringida a un corto período de tiempo. año, en los meses de julio y agosto [3] .

Encontrarlo es bastante simple; Después de haber identificado el rombo formado por 4 estrellas de tercera magnitud cerca de la brillante Vega , y de haber identificado a Gamma Lyrae , la segunda estrella más brillante de Lyra y la estrella más al sur del rombo, Beta Lyrae se encuentra aproximadamente un grado hacia el oeste.

Características del sistema

Animación que muestra la rotación de las dos estrellas, los eclipses recíprocos y la tendencia de la curva de luz .

El sistema es una variable eclipsante : el plano orbital de las dos estrellas se ve de canto y las dos estrellas se ocultan regularmente entre sí. Como resultado, Beta Lyrae cambia su magnitud aparente de +3,4 a +4,6 en 12,9075 días, que es el período orbital en el que giran alrededor de su centro de masa común.

Las dos estrellas que componen Beta Lyrae están lo suficientemente cerca una de la otra, por lo que la materia de la fotosfera de cada una se atrae hacia la otra. Por lo tanto, es un binario de contacto , donde las superficies de las dos estrellas se tocan, incluso si no están tan cerca como las variables W Ursae Majoris . Esto también provoca una transferencia de masa de la principal, más fría y menos densa, a la secundaria, estimada en 4,5 masas de tierra por año, un valor bastante alto [4] . El principal era en realidad el más masivo de los 2 componentes, por lo que evolucionó más rápido que su compañero en un gigante ; sus capas externas han salido de su propio lóbulo de Roche y ha comenzado una transferencia de masa hacia su compañera, que con el tiempo se ha convertido en la estrella más masiva del sistema.

Hasta 2008 la estrella no se resolvía con telescopios ópticos , por lo que se consideraba únicamente como binaria espectroscópica , hasta que, en 2008 , los componentes se resolvían mediante el interferómetro CHARO , que también mostraba la deformación de los componentes y el disco de acreción del secundaria, ahora la estrella más masiva del sistema.

Una tercera estrella es visible cerca, a una distancia angular de 45,7 ", que es del tipo espectral B7V con una magnitud aparente de +7,2, fácilmente visible con binoculares , pero no está ligada gravitacionalmente a ella, así como también otra estrella que aparece cerca sólo por la perspectiva con la que se ve desde la Tierra.

Nota

  1. a b James B. Kaler, Las cien estrellas más grandes , Copernicus Series, Springer, 2002, p. 29, ISBN 0-387-95436-8 .
  2. ^ M. Zhao, et al., Primeras imágenes resueltas del binario β Lyrae eclipsante e interactivo , en The Astrophysical Journal , vol. 684, n. 2, septiembre de 2008, págs. L95 - L98, DOI : 10.1086 / 592146 .
  3. ^ Como puede verse en el software de simulación astronómica Stellarium
  4. ^ Dan Burton et al., Observando la evolución de Beta Lyrae , en physics.sfasu.edu , Universidad de Texas.

enlaces externos

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