天琴座β型变星

(重定向自天琴座β變星

天琴β型变星是一种非常靠近的联星,因为两颗星的互绕,其中一颗会经过另一颗的前方,因此它们的总光度会周期性的变化。天琴β型变星的两颗恒星质量都很大(数倍于太阳质量),都属于巨星次巨星。并且两颗星是如此的靠近,以至于它们的外观因为强大的重力作用而产生变型:恒星成为椭圆的球体,并且外围的质量会从其中的一颗恒星流向另外一颗。

质量流

编辑

这种质量流发生在其中的一颗,因为其中的一颗在演化的过程中,体积变得非常巨大。这种膨胀的恒星因为体积过于庞大而很容易流失质量:在表面的引力非常微弱,使得气体很容易逃逸(这就是所谓的恒星风)。在像天琴β型变星这样的系统,还有第二种效应加速了气体的流失:当其中一颗星过度膨胀后,它会达到洛希极限- 这是在数学上包围着联星中这两颗恒星的表面,物质可以自由的从其中一颗流向另外一颗。

在联星系统中,质量较大的星通常会先发展成为巨星或超巨星。计算显示,这种演变在很短的时间内(少于五十万年)就会造成这颗恒星大量的质量损失,使得原来质量较大的恒星变成两颗中质量较轻的。损失的质量有部分转移给伴星,其余的则流失到太空中。

光度曲线

编辑

天琴β型变星的光度曲线相当平滑:食的开始与结束是逐渐进行的,因此无法确实的测定时刻,这是因为在系统内的气流质量非常庞大,使得两颗恒星被包覆在共有的壳层之内,因而大气层是共同拥有的。在多数的情况下,光度变化的振幅少于一个星等,振幅最大的也只有2.3等(天琴座V480)。

光度的变化周期非常规律,它取决于联星的公转周期,也就是这一对双星彼此互相绕转一圈的时间。这个周期很短,通常只有一至数天。已知最短的是0.29天(长蛇座OY),最长的是198.5天(圆规座W)。在天琴β型变星中,周期超过100天的,通常成员中都有一颗是超巨星

天琴β型变星的次分类中通常会纳入大陵五变星,虽然它们的变光曲线非常不同(大陵五变星的有非常明确的界限)。另一方面,天琴β型变星看起来与大熊W型变星有些许的相同,但后者通常只是比较靠近的联星(通常称为密接双星),并且组成的恒星质量也较天琴β型变星低(大约只与太阳直量相当)。

天琴β型变星的例子

编辑

天琴β型变星的原形就是天琴座β,这是一颗变星,中名渐台二,在1784年被约翰·古德利克发现是颗变星。

已经发现近千颗的天琴β型变星:在最后一版的变星目录General Catalogue of Variable Stars页面存档备份,存于互联网档案馆)(2003)列出了835颗(占变星总数的2.2%)。最明亮的10颗天琴β型变星列于下表,也可以参考变星列表

恒星 类型* 周期(天) 视亮度
星等
(最亮,最暗)
光谱 距离
光年
ζ And EB/GS/RS 17.7695 3.92-4.14 K1II-III 181
UW CMa ~EB/KE 4.393407 4.84-5.33 O7Ia:fp+OB ~3000
τ CMa EB 1.28 4.32-4.37 O9Ib ~3000
渐台二
(原型)
EB 12.913834 3.25-4.36 B8II-IIIep 880
δ Pic ~EB/D 1.672541 4.65-4.90 B3III+O9V 1700
V Pup EB/SD 1.4544859 4.35-4.92 B1Vp+B3: 1200
PU Pup EB 2.57895 4.69-4.75 B9 550
υ Sgr EB/GS 137.939 4.53-4.61 B8pI:+O9V?(or F2p?) ~1700
天蝎座μ1 EB/SD 1.44626907 2.94-3.22 B1.5V+B6.5V 800
π Sco EB 1.57 2.82-2.85 B1V+B2V 460
*) EB = Beta Lyrae variable; for other codes see: General Catalogue of Variable Stars页面存档备份,存于互联网档案馆