Variabile Beta Lyrae: differenze tra le versioni
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[[Image:Eclipsing binary star animation 3.gif|thumb|upright=1.3|Animazione che mostra come la curva di luce di un sistema binario cambi mentre orbitano.]]
Le '''Variabili Beta Lyrae''' sono un tipo di [[stelle doppie]] molto vicine. La loro luminosità totale è [[Stella variabile|variabile]] perché le due componenti orbitano l'una intorno all'altra eclissandosi periodicamente. Le due componenti di un sistema Beta Lyrae sono molto pesanti (diverse [[Massa solare|masse solari]] ognuna) e grandi ([[Stella gigante|giganti]] o [[Stella supergigante|supergiganti]]). Sono inoltre così vicine che la loro forma è drasticamente distorta dalla reciproca forza di [[gravità]]: hanno una forma ellittica e c'è una grande quantità di [[materia (fisica)|materia]] che fluisce da una componente all'altra.
== Scambio di materia ==
Gli scambi di materia avvengono perché, nel corso della sua [[evoluzione stellare|evoluzione]], una delle stelle diventa una gigante o una supergigante. Queste stelle di grosse dimensioni possono facilmente perdere massa, dato che la [[forza di gravità|forza gravitazionale]] alla loro superficie è debole, sicché il [[gas]] si allontana con facilità (tramite il cosiddetto [[vento stellare]]). Nelle binarie strette, come i sistemi Beta Lyrae, questa perdita di massa è rinforzata dal fatto che, quando la stella gigante si gonfia, essa raggiunge il suo [[lobo di Roche]], cioè l'insieme di punti oltre il quale gli strati esterni di una stella finiscono per cadere sull'altra.
Nei sistemi binari la stella più massiccia generalmente evolve per prima in una gigante o supergigante. La sua perdita di massa è tale che in un tempo relativamente molto breve (meno di mezzo milione di anni) questa stella diventa la meno massiccia delle due, pur essendo inizialmente la più massiccia. Parte della sua massa è trasferita alla compagna, il resto è perduto nello spazio.
== Curva di luce ==
Le [[curva di luce|curve di luce]] delle variabili Beta Lyrae sono molto dolci: le eclissi iniziano e finiscono in modo molto graduale. Ciò è dovuto ai flussi di massa fra le due componenti che avvolgono entrambe le stelle in una atmosfera comune. L'[[ampiezza]] della variazione di luminosità è in molti casi meno di una [[Magnitudine apparente|magnitudine]]; l'ampiezza più grande conosciuta è 2,3 magnitudini (V480 Lyrae).
Il periodo della variazione di luminosità è molto regolare. Esso è determinato dal periodo del [[moto di rivoluzione]], il tempo impiegato dalle due componenti per orbitare l'una intorno all'altra. Di solito è breve, un giorno o pochi giorni. Il periodo più breve conosciuto è 0,29 giorni (QY Hydrae); il più lungo è 198,5 giorni (W Crucis). Nei sistema Beta Lyrae con periodi più lunghi di 100 giorni, una delle due componenti è generalmente una supergigante.
I sistemi Beta Lyrae sono talvolta considerati un sottotipo delle [[Variabile Algol|variabili Algol]]; tuttavia le curve di luce sono differenti essendo le [[eclissi]] delle variabili Algol molto più definite. Inoltre, i sistemi Beta Lyrae assomigliano alle [[Variabile W Ursae Majoris|variabili W Ursae Majoris]]. Tuttavia queste ultime sono sistemi in cui le componenti sono ancora più vicine (tanto da essere [[binaria a contatto|binarie a contatto]]) e meno pesanti delle componenti dei sistemi Beta Lyrae (circa una [[massa solare]])
==Esempi di variabili Beta Lyrae==
Il prototipo delle variabili Beta Lyrae è la stella [[Beta Lyrae|β Lyrae]], chiamata anche ''Sheliak''. La sua variabilità fu scoperta nel [[1784]] da [[John Goodricke]].
Sono conosciute quasi un migliaio di variabili Beta Lyrae: l'edizione del [[2003]] del [http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs General Catalogue of Variable Stars] ne elenca 835 (2,2% di tutte le stelle variabili).
Qui sotto sono riportati i dati delle dieci variabili Beta Lyrae più brillanti.
{| border="1" cellpadding="2" cellspacing="0"
|- style="background:#efefef;"
! Stella
! Tipo*
! periodo (giorni)
! <br />[[Magnitudine apparente]]<br />(max, min)
! [[Classificazione stellare|Classificazione]]
! distanza<br />([[anno luce|anni luce]])
|-
| [[Zeta Andromedae|ζ And]]
| EB/GS/RS
| 17,7695
| 3,92-4,14
| K1II-III
| 181
|-
| [[UW Canis Majoris|UW CMa]]
| ~EB/KE
| 4,393407
| 4,84-5,33
| O7Iafp+OB
| ~3000
|-
| [[Tau Canis Majoris|τ CMa]]
| EB
| 1,28
| 4,32-4,37
| O9Ib
| ~3000
|-
| '''[[Beta Lyrae|β Lyr]]'''<br />(prototipo)
| '''EB'''
| '''12,913834'''
| '''3,25-4,36'''
| '''B8II-IIIep'''
| '''880'''
|-
| [[Delta Pictoris|δ Pic]]
| ~EB/D
| 1,672541
| 4,65-4,90
| B3III+O9V
| 1700
|-
| [[V Puppis|V Pup]]
| EB/SD
| 1,4544859
| 4,35-4,92
| B1Vp+B3
| 1200
|-
| [[PU Puppis|PU Pup]]
| EB
| 2,57895
| 4,69-4,75
| B9
| 550
|-
| [[Upsilon Sagittarii|υ Sgr]]
| EB/GS
| 137,939
| 4,53-4,61
| B8pI+O9V ? (o F2p?)
| ~1700
|-
| [[Mu1 Scorpii|μ<sup>1</sup> Sco]]
| EB/SD
| 1,44626907
| 2,94-3,22
| B1,5V+B6,5V
| 800
|-
| [[Pi Scorpii|π Sco]]
| EB
| 1,57
| 2,82-2,85
| B1V+B2V
| 460
|-
| colspan="6" | *) ''EB = variabile Beta Lyrae; per gli altri codici si veda'': [http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt General Catalogue of Variable Stars]
|}
==Voci correlate==
*[[Beta Lyrae]]
*[[Stella variabile]]
{{Stelle variabili}}
{{Portale|Stelle}}
[[
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