Перегляд вихідного коду сторінки Зорі типу β Ліри

{{about|тип змінних зір|саму зорю β Ліри|Шеліак}}
'''Зорі типу β Ліри''' ([[Загальний каталог змінних зір|GCVS]]-скорочення: ''EB'')&nbsp;— група [[Затемнювані зорі|затемнюваних зір]], на кривих блиску яких майже немає ділянок сталого блиску, а головний та вторинний мінімум мають різну глибину. Постійна змінність яскравості пояснюється малими відстанями у тісній [[Подвійні зорі|подвійній системі]], які призвели до деформування зір<ref>{{Literatur|Autor=Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel|Titel=Veränderliche Sterne|Verlag=J. A. Barth Verlag|Ort=Leipzig|Jahr=1990|ISBN=3-335-00224-5}}</ref>.

== Опис ==
Обидва компоненти зір типу β Ліри досить масивні (декілька [[маса Сонця|мас Сонця]] кожен) та принаймні одна зоря має значно збільшений розмір ([[гігант (зоря)|гігант]] або [[надгігант]]). При цьому вони обертаються у доволі тісній системі, внаслідок взаємного впливу гравітації їх форми значно відрізняються від кулястої (тобто, вони мають витягнуту, [[еліпсоїд]]альну форму). Внаслідок потужного [[Зоряний вітер|зоряного вітру]] більшої за розміром зорі та/або заповнення нею [[порожнина Роша|порожнини Роша]] утворено спільну оболонку й відбувається [[Акреція (космос)|акреція речовини]] на меншу за розміром зорю.

Через це криві блиску зір типу β Ліри досить гладенькі&nbsp;— затемнення починаються та закінчуються настільки плавно, що важко визначити час початку чи кінця. Амплітуда зміни яскравості у більшості випадків не перевищує однієї [[видима зоряна величина|видимої зоряної величини]]; найбільша відома амплітуда становить 2,3 зоряних величини і спостерігається у [[V480 Ліри]].

Недолік класифікації [[фотометричні подвійні|затемнюваних подвійних]] за формою кривої блиску полягає в тому, що вона не враховує фізичних властивостей системи, а у випадку зір типу β Ліри також залежить від точності вимірювань. Тому до них застосовують інші варіанти класифікації, зокрема, за ступенем заповнення [[порожнина Роша|порожнини Роша]] системи поділяють на розділені ({{lang-en|Detached}}), напіврозділені ({{lang|en|Semidetached}}) та контактні системи. Зорі типу β Ліри можуть належати до будь-якого з цих трьох типів<ref>{{Literatur|Autor=John R. Percy|Titel=Understanding Variable Stars|Ort=Cambridge|Verlag=Cambridge University Press|Jahr=2007|ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref>. {{Джерело?|Системи типу β Ліри інколи розглядають як підтип [[Зорі типу Алголя|зір типу Алголя]]}}; однак вони мають різні криві блиску (початок та кінець затемнення зір типу Алголя визначається досить чітко). Також зорі типу β Ліри схожі на [[зорі типу W Великої Ведмедиці]], однак останні в цілому є ще більш тісними подвійними (так звані контактні подвійні), а їх компоненти переважно меншої маси, ніж компоненти зір типу β Ліри (десь на одна масу Сонця).

Зміни яскравості дуже регулярні, оскільки визначаються орбітальним періодом подвійної системи. Ці періоди короткі, переважно — кілька діб. Найкоротший відомий період становить 0,29 доби (QY Гідри); найдовший відомий&nbsp;— 198,5 діб (W Південного Хреста). У подвійних системах типу β Ліри з періодами довше 100 діб, один з компонентів як правило — надгігант. У зір типу β Ліри спостерігається залежність між віком та орбітальним періодом&nbsp;— середній період зменшується від двох діб у віці десятків мільйонів років до півдоби у віці 10 мільярдів років. Причина цього невідома, а [[зорі типу W Великої Ведмедиці]] такої залежності не демонструють<ref>{{Literatur|Autor=Bukowiecki, L.; Maciejewski, G.; Konorski, P; Errmann, R|Titel=PERIOD-AGE CORRELATIONS FOR ECLIPSING BINARIES IN STELLAR CLUSTERS|Sammelwerk=INFORMATION BULLETIN ON VARIABLE STARS|Ort=Budapest|Jahr=2012|Band=6021}}</ref>.

== Приклади ==
Відомо майже тисяча зір типу β Ліри: у виданні [[Загальний каталог змінних зір|Загального каталогу змінних зір]] (2003) перелічено 835 з них (2,2 % всіх змінних зір у каталозі)<ref>{{Cite web |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt |title=Загальний каталог змінних зір |accessdate=2 березня 2016 |archive-date=11 травня 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150511163054/http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt }}</ref>. Найяскравіші зорі цього типу:

{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="1"
|- style="background:#efefef;"
! Зоря
! Тип за GCVS*
! Період (діб)
! Видима зоряна<br />величина системи<br />(макс, мін)
! [[Спектральна класифікація зір|Спектральний клас]]
! відстань<br />([[Світловий рік|світлових років]])
|-
| [[Дзета Андромеди|ζ And]]
| EB/GS/RS
| 17.7695
| 3.92-4.14
| K1II-III
| 181
|-
| [[HD199603|DV Aqr]]
| EB
| 1.575529
| 5.89-6,25
| A9V
| 280
|-
| [[UW Великого Пса]]
| ~EB/KE
| 4.393407
| 4.84-5.33
| O7Ia: fp+OB
| ~3000
|-
| [[Тау Великого Пса|τ CMa]]
| EB
| 1.28
| 4.32-4.37
| O9Ib
| ~3000
|-
| '''[[HD174638|β Lyr]]'''<br />(прототип)
| '''EB'''
| '''12.913834'''
| '''3.25-4.36'''
| '''B8II-IIIep'''
| '''880'''
|-
| [[TU Мухи|TU Mus]]
| EB/KE
| 1.3
|  8.17-8.75
| O7.5V + O9.5V
| 15500
|-
| [[Дельта Живописця|δ Pic]]
| ~EB/D
| 1.672541
| 4.65-4.90
| B3III+O9V
| 1700
|-
| [[V Корми|V Pup]]
| EB/SD
| 1.4544859
| 4.35-4.92
| B1Vp+B3:
| 1200
|-
| [[PU Корми|PU Pup]]
| EB
| 2.57895
| 4.69-4.75
| B9
| 550
|-
| [[HD181615|υ Sgr]]
| EB/GS
| 137.939
| 4.53-4.61
| B8pI:+O9V&nbsp;? (or F2p?)
| ~1700
|-
| [[Мю1 Скорпіона|μ<sup>1</sup> Sco]]
| EB/SD
| 1.44626907
| 2.94-3.22
| B1.5V+B6.5V
| 800
|-
| [[Пі Скорпіона|π Sco]]
| EB
| 1.57
| 2.82-2.85
| B1V+B2V
| 460
|-
| colspan="6" | Усі зорі цього типу належать до типу ''EB''. <br/>Для деяких систем [[Загальний каталог змінних зір]] подає додаткову класифікацію, відокремлену [[коса риска|похилою рискою]] («/»).
|}

[[V1309 Скорпіона]] у минулому була зорею типу β Ліри, однак внаслідок злиття компонентів перетворилась на [[яскрава червона нова|яскраву червону нову]] і, здається, втратила обертальний момент зір типу β Ліри<ref>{{Literatur|Autor=R. Tylenda, M. Hajduk, T. Kamiński, A. Udalski, I. Soszyński, M. K Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, R. Poleski, Ł Wyrzykowski, K. Ulaczyk|Titel=V1309 Scorpii: merger of a contact binary|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|Jahr=2010|Monat=November|Tag=1|arxiv=1012.0163}}</ref>.

== Примітки ==
{{reflist}}

== Див. також ==
* [[Шеліак]] (або β Ліри) — зоря-прототип цього класу змінності

== Посилання ==
* {{YouTube|WMb1efhPp9A|Дивні об'єкти космосу: подвійні зорі типів β Ліри та W Великої Ведмедиці|logo=1}}

{{astronomy-stub}}
{{Змінні зорі (навігація)}}

[[Категорія:Затемнювані зорі|*]]
[[Категорія:Зорі типу β Ліри| ]]