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Beta Lyrae

Beta Lyrae ( β Lyrae , abreviado Beta Lyr , β Lyr ) oficialmente llamado Sheliak ( árabe : الشلياق, romanización : ash-Shiliyāq) ( IPA : / ˈʃiːl iæk / ), el nombre tradicional del sistema, es un sistema estelar múltiple en la constelación de Lyra . Según las mediciones de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos , se encuentra aproximadamente a 960 años luz (290 parsecs ) de distancia del Sol .

Aunque a simple vista parece un único punto de luz, en realidad consta de seis componentes de magnitud aparente 14,3 o más brillantes. El componente más brillante, denominado Beta Lyrae A, es en sí mismo un sistema estelar triple , formado por 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 únicas. [12] [13] [14] [15] [16] [17]

Nomenclatura

β Lyrae ( latinizado como Beta Lyrae ) es la designación 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 de Estrellas Dobles de Washington . Las designaciones de los constituyentes 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 Multiplicidad de Washington (WMC) para sistemas estelares múltiples , y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (UAI). [18]

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 . [19] Cabe destacar que en las fuentes árabes la constelación de Lyra se conoce principalmente como سِلْيَاق ( romanización : Siliyāq) , [20] [21] mientras que شلياق ( Šiliyāq ) se usa principalmente para referirse a Beta Lyrae en lo que podría ser una forma de préstamo lingüístico . [22] [23] Las fuentes persas , por otro lado, se refieren a la constelación de Lyra como شلياق ( Šiliyāq ), lo que puede ser la fuente de esta confusión. [24] [25]

En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [26] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN decidió atribuir nombres propios a estrellas individuales en lugar de a sistemas múltiples completos . [27] 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 UAI. [28]

En astronomía china , Tsan Tae (漸台( Jiāntāi ), que significa Terraza Clepsydra , se refiere a un asterismo que consiste en esta estrella, Delta² Lyrae , Gamma Lyrae e Iota Lyrae . [29] En consecuencia, el nombre chino de Beta Lyrae es漸台二( Jiāntāièr , inglés: la segunda estrella de Clepsydra Terrace ).

Propiedades

Beta Lyrae resuelta utilizando la matriz CHARA

Beta Lyrae Aa es un sistema binario semidesprendido 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 en su día el miembro más masivo del par, lo que provocó que evolucionara alejándose primero de la secuencia principal y se convirtiera en una estrella gigante . Debido a que el par se encuentra en una órbita cercana, a medida que esta estrella se expandía hasta convertirse en una 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 producto de esta transferencia de masa, con características bipolares, similares a chorros, que se proyectan perpendicularmente al disco. [2] Este disco de acreción bloquea la visión de la estrella secundaria por parte de los humanos, lo que reduce su luminosidad aparente y dificulta que los astrónomos determinen 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 resulta en un aumento del período orbital de aproximadamente 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. [2]

En 2006, un estudio de óptica adaptativa detectó un posible tercer compañero, Beta Lyrae Ab. Se lo detectó a una separación angular de 0,54" con una magnitud diferencial de +4,53. La diferencia de magnitudes sugiere que su clase espectral está en el rango B2-B5 V. Este compañero convertiría a Beta Lyrae A en un sistema triple jerárquico. [30]

Variabilidad

Una curva de luz para Beta Lyrae, trazada a partir de datos TESS [31]

La luminosidad variable de este sistema fue descubierta en 1784 por el astrónomo aficionado británico John Goodricke . [32] 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 . 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 sistemas binarios eclipsantes de "contacto" elipsoidales . [3]

Los dos componentes están tan cerca que no se pueden resolver con telescopios ópticos, formando un sistema binario espectroscópico . En 2008, la estrella primaria y el disco de acreción de la estrella secundaria se resolvieron y se fotografiaron utilizando el interferómetro CHARA Array [33] y el Michigan InfraRed Combiner (MIRC) [34] en la banda H del infrarrojo cercano (ver el video a continuación), lo que permitió calcular los elementos orbitales por primera vez. [2]

Además de los eclipses regulares, el sistema muestra variaciones más pequeñas y lentas en el brillo. Se cree que estas son causadas por cambios en el disco de acreción y están acompañadas por variaciones en el perfil y la intensidad de las líneas espectrales, en particular las líneas de emisión. Las variaciones no son regulares, pero se han caracterizado con un período de 282 días. [35]

Compañeros

Además de Beta Lyrae A, se han catalogado otras estrellas compañeras. 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 unas 80 veces más luminosa que el Sol. En 1962 se la identificó como binaria espectroscópica con un período de 4,348 días, [36] pero la publicación en 2004 del catálogo SB9 de órbitas binarias espectroscópicas la omitió, por lo que ahora se la considera una estrella única. [13]

Los siguientes dos componentes más brillantes son E y F. β Lyr E tiene una magnitud de 10,1v y una separación de 67", y β Lyr F tiene una magnitud de 10,6v y una separación de 86". Ambas son estrellas químicamente peculiares ; [37] ambas están catalogadas como estrellas Ap , aunque a veces se piensa que el componente F es una estrella Am . [38]

El Catálogo de Estrellas Dobles de Washington enumera dos compañeras más débiles, C y D, a 47" y 64" de separación, respectivamente. [39] Se ha observado que el componente C varía en brillo en más de una magnitud, pero se desconoce el tipo de variabilidad. [40]

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. Las otras están en la misma línea de visión. [38] 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 ha sido llamado Gaia 8. Los miembros del cúmulo son todos estrellas de secuencia principal y la falta de un punto de inflexión de la secuencia principal significa que no se puede calcular una edad precisa, pero la edad del cúmulo se estima entre 30 y 100 millones de años. La paralaje promedio de Gaia DR2 para las estrellas miembro es3,4  más . [4]

La nave espacial Gaia ha proporcionado estos datos para las estrellas enumeradas en el WDS:

  1. ^ La calidad astrométrica de Gaia DR2 se considera "terrible" para β Lyr A [4]

Referencias

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