Las variables Beta Lyrae son una clase de estrellas binarias cercanas . Su brillo total es variable porque las dos estrellas componentes orbitan entre sí, y en esta órbita una componente pasa periódicamente por delante de la otra, bloqueando así su luz. Las dos estrellas componentes de los sistemas Beta Lyrae son bastante pesadas (varias masas solares ( M ☉ ) cada una) y extensas ( gigantes o supergigantes ). Están tan cerca, que sus formas están muy distorsionadas por las fuerzas gravitacionales mutuas : las estrellas tienen formas elipsoidales, y hay amplios flujos de masa de un componente a otro.
Estos flujos de masa se producen porque una de las estrellas, en el curso de su evolución , se ha convertido en una gigante o supergigante. Estas estrellas alargadas pierden masa fácilmente, precisamente por su gran tamaño: la gravedad en su superficie es débil, por lo que el gas escapa fácilmente (el llamado viento estelar ). En sistemas binarios cercanos como los sistemas beta Lyrae, un segundo efecto refuerza esta pérdida de masa: cuando una estrella gigante se hincha, puede alcanzar su límite de Roche , es decir, una superficie matemática que rodea a los dos componentes de una estrella binaria donde la materia puede fluir libremente de un componente al otro.
En las estrellas binarias, la estrella más pesada es generalmente la primera en evolucionar hacia una gigante o supergigante. Los cálculos muestran que su pérdida de masa será tan grande que en un tiempo comparativamente muy corto (menos de medio millón de años) esta estrella, que antes era la más pesada, se convertirá en la más ligera de las dos componentes. Parte de su masa se transfiere a la estrella compañera, el resto se pierde en el espacio.
Las curvas de luz de las variables beta Lyrae son bastante suaves: los eclipses comienzan y terminan tan gradualmente que es imposible definir los momentos exactos. Esto se debe a que el flujo de masa entre los componentes es tan grande que envuelve todo el sistema en una atmósfera común. La amplitud de las variaciones de brillo es en la mayoría de los casos inferior a una magnitud ; la mayor amplitud conocida es de 2,3 magnitudes (V480 Lyrae).
El período de las variaciones de brillo es muy regular. Está determinado por el período de revolución del sistema binario, el tiempo que tardan los dos componentes en orbitar una vez uno alrededor del otro. Estos períodos son cortos, normalmente de uno o varios días. El período más corto conocido es de 0,29 días (QY Hydrae); el más largo es de 198,5 días (W Crucis). En los sistemas beta Lyrae con períodos superiores a 100 días, uno de los componentes suele ser una supergigante .
Los sistemas Beta Lyrae son a veces [ cuantificar ] considerados [ ¿ por quién? ] como un subtipo de las variables Algol ; sin embargo, sus curvas de luz difieren (los eclipses de las variables Algol están mucho más definidos). Por otro lado, las variables Beta Lyrae se parecen un poco a las variables W Ursae Majoris ; sin embargo, estas últimas son en general sistemas binarios aún más cercanos (los llamados sistemas binarios de contacto ), y sus estrellas componentes son en su mayoría más ligeras que los componentes del sistema Beta Lyrae (alrededor de 1 M ☉ ).
El prototipo de estrella variable del tipo β Lyrae es β Lyrae , también llamada Sheliak. Su variabilidad fue descubierta en 1784 por John Goodricke .
Se conocen casi mil sistemas binarios β Lyrae: la última edición del Catálogo General de Estrellas Variables (2003) enumera 835 de ellos (el 2,2% de todas las estrellas variables). A continuación se ofrecen los datos de las diez estrellas variables β Lyrae más brillantes. (Véase también la lista de estrellas variables conocidas .)