거문고자리 베타형 변광성

Beta Lyrae variable
거문고자리 베타형 식쌍성입니다.더 무겁고 하얀 구성 요소는 가스 링으로 둘러싸여 있습니다.가스는 눈물방울 모양의 2차 부품에 도달합니다.

거문고자리 베타형 변광성은 가까운 쌍성의 한 종류입니다.두 성분의 별이 서로 공전하고, 이 궤도에서는 한 성분의 별이 다른 성분의 앞을 주기적으로 지나쳐 빛을 차단하기 때문에 이들의 총 밝기는 가변적입니다.거문고자리 베타계의 두 성분은 상당히 무겁고(각각 태양질량)M☉ 확장되어 있습니다(거성 또는 초거성).이들은 매우 가까워서 서로의 중력에 의해 모양이 심하게 왜곡됩니다. 별들은 타원체 모양을 가지고 있고, 한 구성 요소에서 다른 구성 요소로 광범위한 질량이 흐릅니다.

매스 플로우

이러한 질량 흐름은 별들 중 하나가 진화 과정에서 거성 또는 초거성이 되었기 때문에 발생합니다.이렇게 확장된 별들은 단지 너무 크기 때문에 질량을 쉽게 잃는다: 표면 중력은 약하기 때문에 가스가 쉽게 빠져나간다(일명 항성풍).베타 거성계와 같은 근접 쌍성계에서, 두 번째 효과는 이러한 질량 손실을 강화합니다: 거대 별이 부풀어오를 때, 그것은 로체 한계, 즉 물질이 한 성분에서 다른 성분으로 자유롭게 흐를 수 있는 쌍성계의 두 구성 요소를 둘러싼 수학적 표면에 도달할 수 있습니다.

쌍성에서 가장 무거운 별은 일반적으로 거성 또는 초거성으로 진화하는 첫 번째 별입니다.계산 결과 질량 손실이 너무 커서 50만 년 미만이면 한 때 가장 무거웠던 이 별은 이제 두 가지 성분 중 더 가벼워질 것입니다.질량의 일부는 동반성으로 전달되고 나머지는 우주에서 사라집니다.

광도 곡선

TES[1] 데이터를 바탕으로 한 베타 라이래의 광도 곡선

거문고자리 베타 변광성의 광도 곡선은 매우 매끄럽습니다. 일식이 너무 서서히 시작되고 끝나기 때문에 정확한 순간을 정의할 수 없습니다.이는 컴포넌트 간의 질량 흐름이 너무 커서 시스템 전체를 공통의 대기로 둘러싸기 때문입니다.밝기 변화의 진폭은 대부분의 경우 1등급 미만이며, 알려진 가장 큰 진폭은 2.3등급(V480 Lyrae)입니다.

밝기 변화 주기는 매우 규칙적입니다.이 값은 두 성분이 서로 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간인 2진법의 회전 주기에 의해 결정됩니다.이러한 기간은 보통 하루 또는 며칠로 짧습니다.가장 짧은 주기는 0.29일(QY Hydrae), 가장 긴 주기는 198.5일(W Cruis)입니다.100일이 넘는 주기를 가진 베타 Lyrae 시스템에서는 일반적으로 구성 요소 중 하나가 초거성이다.

거문고자리 베타계는 때때로[by whom?] 알골 변광성의 하위 유형으로 간주되지만[quantify], 광도 곡선은 다르다(알골 변광성의 일식은 훨씬 더 뚜렷하게 정의된다).한편, 거문고자리 베타 변수는 큰곰자리 W 변광성과 비슷하지만, 큰곰자리 베타 변광성은 일반적으로 가깝지만 쌍성(일명 접촉 쌍성)이며, 그 성분별은 거문고자리 베타보다 대부분 밝습니다(약 1).M를 참조해 주세요☉.

거문고자리 β별의 예

β 거문고형 변광성의 원형은 β 거문고이며 쉘리아크라고도 불린다.그것의 변동성은 1784년 존 구드리케에 의해 발견되었다.

천 개 가까운 거문고 쌍성이 알려져 있는데, 변광성 일반목록(2003) 최신판에는 이 중 835개(모든 변광성의 2.2%)가 수록되어 있다.가장 밝은 10개의 β Lyrae 변수에 대한 데이터는 다음과 같다.(이미 알려진 변광성 목록도 참조하십시오.)

별 타이프[a] 기간(일) 최대치
규모 		최소의
규모		 스펙트럼 거리
(광년)
§ 그리고 EB/GS/RS 17.7695 3.92 4.14 K1II-IIIII 181
DV AQR 이비 1.575529 5.89 6,25 A9V 280
UW CMa ~EB/KE 4.393407 4.84 5.33 O7Ia: fp+OB ~3000
§ CMa 이비 1.28 4.32 4.37 O9Ib ~3000
β 라이어
(표준)		 이비 12.913834 3.25 4.36 B8II-IIEP 880
TU뮤즈 EB/KE 1.3 8.17 8.75 O7.5V + O95V 15500
§ 사진 ~EB/D 1.672541 4.65 4.90 B3II+O9V 1700
V PUP EB/SD 1.4544859 4.35 4.92 B1Vp+B3: 1200
PU PUP 이비 2.57895 4.69 4.75 B9 550
§ Sgr EB/GS 137.939 4.53 4.61 B8pI:+O9V?(또는 F2p?) ~1700
μ스코1 EB/SD 1.44626907 2.94 3.22 B1.5V+B65V 800
§ 스코 이비 1.57 2.82 2.85 B1V+B2V 460
CX CMa 이비 9.9 10.7 B5V
  1. ^
    • EB = 거문고 베타 변수
    • GS = 하나 이상의 거대 또는 초거성 구성요소
    • KE = 접점 이진법
    • D = 분리된 이진수
    • SD = 반소형 바이너리
    • RS = RS Canum Venaticorum 변수

레퍼런스

  1. ^ "MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes". Space Telescope Science Institute. Retrieved 8 December 2021.