Beta Lyrae tüüpi kaksiktähed

Beta Lyrae (β Lyr) tüüpi kaksiktähtedeks nimetatakse kaksiktähti, mille omadused sarnanevad prototüübiks oleva Lüüra beetaga. Tegu on varjutusmuutlike kaksiktähtedega – nende orbiidi tasand asub ligikaudu Maa vaatesuunal, mistõttu kaksiktähe komponendid varjutavad teineteist perioodiliselt. β Lyrae kaksiktähtede mõlemad komponendid on Päikesest suurema massiga ning paisunud hiiuks või ülihiiuks. Tähtede mõõtmetega võrreldes väikese omavahelise kauguse tõttu on gravitatsioonijõud moonutanud komponendid kerakujulisest ellipsoidaalseks ning nende vahel toimub ulatuslik täheaine ülekanne.

Viimane muutlike tähtede üldkataloog (General Catalogue of Variable Stars) sisaldab 2013. aasta seisuga 835 β Lyrae tüüpi tähte (2% kõigist muutlikest tähtedest)^[1]. Võrdluses muud tüüpi kaksiktähtedega paigutuvad β Lyrae tähed Algoli tüüpi ja W UMa tüüpi kaksikute vahepeale. Esimesel juhul on komponendid teineteisest piisavalt eraldatud, nii et ulatuslikku massi ülevoolu ei toimu, teisel aga nii lähestikku, et äärmuslikematel juhtudel on tegu ühise täheaine ümbrise sees oleva kahe tähetuumaga.^[2]

Kujunemine

Kõige olulisem tähe arengut määrav tegur on selle mass: mida suurema algmassiga täht sündis, seda kiiremini kulgeb selle areng. Suurema massiga tähed põletavad kiiremini läbi oma tuumas oleva vesinikkütuse varu, misjärel vesiniku põlemine algab tähe tuumast kaugemates kihtides. Tähe väliskihid paisuvad ning tähest saab hiidtäht.

Massi ülekanne

Animatsioon β Lyrae tüüpi kaksiktähest. Punane hiidtäht loovutab massi kompaktsemale kaaslasele. Kaaslasele langevast ainest on kujunenud akretsiooniketas. Alumine joon kujutab kogu süsteemi heleduskõverat

Hiidtähe väliskihid on oma suure ulatuse tõttu tähe tuumaga gravitatsiooniliselt nõrgalt seotud, mistõttu pääseb kuum gaas kergesti minema. Üksikute tähtede korral tuleneb sellest hiidtähtedele omane tugev tähetuul, lähedaste kaksiktähtede puhul aga hakkab kaaslane hiidtähelt eralduvat gaasi endale koguma. Kaksiktähtede puhul võimendab aine ülevoolu olukord, kus hiiuks paisunud täht ulatub väljapoole oma Roche'i pinda – matemaatiliselt määratud ruumala, millest välja sattunud aine võib vabalt voolata ühelt tähelt teisele.^[3]

Vaatluste ja teoreetiliste mudelite^[3]^[4] põhjal ilmneb, et massi ülevoolu kiirus võib olla sedavõrd suur, et kõigest poole miljoni aastaga kaotab hiiuks paisunud peatäht suurema osa oma massist kaaslasele, millest saab seejärel süsteemi massiivseim täht. Sugugi mitte kogu hiiult eraldunud mass ei kogune kaaslasele, osa sellest paiskub ka tähtedevahelisse keskkonda.

Vaatlemine

β Lyrae kaksikute komponente ümbritseb ulatuslik täheaine pilv, mis võib takistada tähtede täpsete parameetrite määramist, ning tähed ise on vastastikuse gravitatsiooni toimel väljavenitatud kujuga. Selle tulemusel on β Lyrae kaksikute heleduskõverad sujuvate üleminekutega, ning täpselt ei saa määrata varjutuste algus- ja lõpuhetke. Tüüpilise β Lyrae tüüpi süsteemi koguheledus muutub varjutuste käigus vähem kui ühe tähesuuruse võrra, suurim teadaolev amplituud on 2,3 tähesuurust tähe V480 Lyrae puhul.^[1]

Heleduse muutumise periood on korrapärane, olles määratud tähtede teineteise ümber tiirlemise perioodiga. β Lyrae tüüpi kaksikute puhul on tüüpilised perioodid mõne päeva pikkused, lühim teadaolev periood on 7 tundi (QY Hydrae) ning pikim 198 päeva (W Crucis). Rohkem kui 100-päevaste perioodide puhul on üks komponentidest tavaliselt ülihiid.^[1]

Allpool on loetletud 10 suurima näiva heledusega β Lyrae tüüpi tähte.^[1]

Täht	Muutlikkuse tüüp*	Tiirlemisperiood päevades	Näiv heledus (max-min)	Spektriklass	Kaugus (va)
ζ And	EB/GS/RS	17,8	3,92–4,14	K1II–III	181
UW CMa	~EB/KE	4,39	4,84–5,33	O7Ia:fp+OB	~3000
τ CMa	EB	1,28	4,32–4,37	O9Ib	~3000
β Lyr (prototüüp)	EB	12,9	3,25–4,36	B8II–IIIep	960
δ Pic	~EB/D	1,67	4,65–4,90	B3III+O9V	1700
V Pup	EB/SD	1,45	4,35–4,92	B1Vp+B3:	1200
PU Pup	EB	2,58	4,69–4,75	B9	550
υ Sgr	EB/GS	138	4,53–4,61	B8pI:+O9V ?	~1700
μ¹ Sco	EB/SD	1,45	2,94–3,22	B1.5V+B6.5V	800
π Sco	EB	1,57	2,82–2,85	B1V+B2V	460
* EB tähistab β Lyrae tüüpi tähte. Teiste koodide tähendusi vaata: General Catalogue of Variable Stars

Vaata ka

Viited

↑ ^1,0 ^1,1 ^1,2 ^1,3 N. N. Samus, O. V. Durlevich, E. V. Kazarovets, N. N. Kireeva, E. N. Pastukhova, A. V. Zharova; et al. "General Catalogue of Variable Stars" (inglise). Vaadatud 19.10.2013. {{netiviide}}: et al.-i üleliigne kasutus kohas: |Autor= (juhend)CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)
↑ D. I. Hoffman; et al. "New β Lyrae and Algol candidates from the northern sky variability survey". The Astronomical Journal 136 (2008) 1067 (inglise). Vaadatud 19.10.2013. {{netiviide}}: et al.-i üleliigne kasutus kohas: |Autor= (juhend)
↑ ^3,0 ^3,1 R. E. Wilson. "Structural Models for Beta Lyrae-Type Disks". Astrophysics and Space Science Library Volume 98, 1982, pp 261-273 (inglise). Vaadatud 19.10.2013.
↑ R. E. Mennickent, G. Djurašević. "On the accretion disc and evolutionary stage of beta Lyrae" (inglise). Vaadatud 19.10.2013.

[gcvs-1] 1,0 ^1,1 ^1,2 ^1,3 N. N. Samus, O. V. Durlevich, E. V. Kazarovets, N. N. Kireeva, E. N. Pastukhova, A. V. Zharova; et al. "General Catalogue of Variable Stars" (inglise). Vaadatud 19.10.2013. {{netiviide}}: et al.-i üleliigne kasutus kohas: |Autor= (juhend)CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)

[tyybid-2] D. I. Hoffman; et al. "New β Lyrae and Algol candidates from the northern sky variability survey". The Astronomical Journal 136 (2008) 1067 (inglise). Vaadatud 19.10.2013. {{netiviide}}: et al.-i üleliigne kasutus kohas: |Autor= (juhend)

[struct-3] 3,0 ^3,1 R. E. Wilson. "Structural Models for Beta Lyrae-Type Disks". Astrophysics and Space Science Library Volume 98, 1982, pp 261-273 (inglise). Vaadatud 19.10.2013.

[model-4] R. E. Mennickent, G. Djurašević. "On the accretion disc and evolutionary stage of beta Lyrae" (inglise). Vaadatud 19.10.2013.

[1]

[2]

[3]

[4]