Beta Lyrae: differenze tra le versioni

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{{nota disambigua|la specie aliena di ''[[Star Trek]]''|Specie di Star Trek#Sheliak|Sheliak}}

{{corpo celeste

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|id_stella =

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|classe_spettrale = B7Ve / B<ref name=kaler2002>{{cita libro | nome=James B. | cognome=Kaler | titolo=The hundred greatest stars |serie=Copernicus Series | anno=2002 | editore=Springer | pagina=29 | url=http://books.google.com/books?id=aJavy9Yk1yoC&pg=PA29 | isbn=0-387-95436-8 }}</ref>

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|massa_sole = 2,839 / 12,761<ref name=apj684_2_L95Broz>{{citaCita pubblicazione |cognome=Zhao | nome=M. | Coautori= et al.| titolo=FirstOptically Resolvedthin Imagescircumstellar ofmedium the Eclipsing and Interacting Binaryin β LyraeLyr | rivista=[[The Astrophysical Journal]]A system| volumeautore=684M. Brož| numeroetal=2 si| paginerivista=L95–L98Astronomy |and mese=SettembreAstrophysics manuscript| annodata=2008ottobre 2020| doiurl=10https://arxiv.1086org/592146 pdf/2010.05541.pdf}}</ref>

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[[Immagine:Eclipsing binary star animation 3.gif|left|thumb|Animazione che mostra la rotazione delle due stelle, le eclissi reciproche e l'andamento della [[curva di luce]] ]]

'''Beta Lyrae''' (β Lyr / β Lyrae) è una [[stella binaria]] distante circa 882958 anni luce, nella [[costellazione]] della [[Lira (costellazione)|costellazione della Lira]]. È anche chiamata '''Sheliak''', che significa ''[[Arpa (strumento musicale)|arpa]]'' in [[Lingua araba|arabo]], ed è il prototipo delle [[variabile Beta Lyrae|variabili Beta Lyrae]], sistemi binari stretti dove le componenti si eclissano l'un l'altra in un periodo solitamente di pochi giorni.

Nella [[designazione di Bayer]] la stella era già presente nel [[1603]] nella pubblicazione dell'astronomo tedesco, mentre fu catalogata 10 Lyrae da [[John Flamsteed]] nel suo catalogo del [[1712]]. La sua variabilità fu scoperta dall'astronomo amatore [[Gran Bretagna|britannico]] [[John Goodricke]], nel [[1784]], mentre la prima analisi spettroscopica di Beta Lyrae fu invece compiuta nel [[1933]] dall'astronoma [[Antonia Maury]].

Le due stelle che compongono Beta Lyrae sono abbastanza vicine tra loro che la materia dalla [[fotosfera]] di ciascuna è attirata verso l'altra. Si tratta quindi di una [[Variabile Beta Lyrae|binaria a contatto]], anche se non così vicine come le [[variabile W Ursae Majoris|variabili W Ursae Majoris]], dove le superfici delle due stelle si toccano. Questo causa anche un [[trasferimento di massa]] dalla principale più fredda e dilatata alla secondaria, stimato in 4,5 [[massa terrestre|masse terrestri]] all'anno, un valore piuttosto elevato<ref>{{cita web|url=http://www.physics.sfasu.edu/astro/betalyra/|titolo=Watching Beta Lyrae Evolve|autore=Dan Burton et al.|editore=Università del Texas}}</ref>.

==Osservazione==

Il sistema è inoltre una [[variabile a eclisse]]: il [[piano orbitale]] delle due stelle è visto di taglio, e le due stelle si nascondono a vicenda regolarmente. Di conseguenza, Beta Lyrae cambia la propria [[magnitudine apparente]] da +3,4 a +4,6 in 12,9075 giorni, che è il [[periodo orbitale]] con cui ruotano attorno al comune [[centro di massa]].

[[File:Lyra_constellation_map.png|thumb|left|β indica la posizione di Sheliak nella costellazione della Lira.]]

Come le altre componenti della costellazione della Lira, la stella fa parte del cielo boreale, di conseguenza è maggiormente visibile dall'[[emisfero boreale]] della Terra, dove nelle serate estive alle medie latitudine raggiunge lo [[zenit]], ed è visibile già in marzo ad est prima del sorgere del Sole, e resta visibile fino ad autunno inoltrato, quando è visibile a ovest dopo il tramonto.

Dall'[[emisfero australe]] appare bassa sull'[[orizzonte]] nord dalle medie latitudini australi, e nonostante sia possibile vederla anche dalle estreme regioni meridionali del [[Sud America]], la visione è piuttosto difficoltosa ed è ristretta ad un breve periodo dell'anno, nei mesi di luglio ed agosto<ref>Come è possibile evincere dal software di simulazione astronomica [[Stellarium]]</ref>.

Trovarla è piuttosto semplice; dopo aver individuato il rombo formato da 4 stelle di terza magnitudine nei pressi della brillante [[Vega]], ed individuato [[Gamma Lyrae]], seconda stella più luminosa della Lira e la più meridionale del rombo, ad un grado o poco più ad ovest si trova Beta Lyrae.

Il sistema inoltre ha una terza stella, ad una distanza angolare di 45,7", che è di [[tipo spettrale]] B7V con una magnitudine apparente di +7,2, facilmente visibile con un [[binocolo]].

==Caratteristiche del sistema==

La prima analisi spettroscopica di Beta Lyrae fu compiuta nel [[1933]] dall'astronoma [[Antonia Maury]].

[[ImmagineFile:Eclipsing binary star animation 3.gif|left|thumb|Animazione che mostra la rotazione delle due stelle, le eclissi reciproche e l'andamento della [[curva di luce]] .]]

Il sistema è inoltre una [[variabile a eclisse]]: il [[piano orbitale]] delle due stelle è visto di taglio, e le due stelle si nascondono a vicenda regolarmente. Di conseguenza, Beta Lyrae cambia la propria [[magnitudine apparente]] da +3,4 a +4,6 in 12,9075 giorni, che è il [[periodo orbitale]] con cui ruotano attorno al comune [[centro di massa]].

Le due stelle che compongono Beta Lyrae sono abbastanza vicine tra loro, chesicché la materia dalla [[fotosfera]] di ciascuna è attirata verso l'altra. Si tratta quindi di una [[Variabile Beta Lyrae|binaria a contatto]], dove le superfici delle due stelle si toccano, anche se non sono così vicine come le [[variabile W Ursae Majoris|variabili W Ursae Majoris]], dove le superfici delle due stelle si toccano. Questo causa anche un [[trasferimento di massa]] dalla principale, più fredda e dilatatameno densa, alla secondaria, stimato in 4,5 [[massa terrestre|masse terrestri]] all'anno, un valore piuttosto elevato<ref>{{cita web|url=http://www.physics.sfasu.edu/astro/betalyra/|titolo=Watching Beta Lyrae Evolve|autore=Dan Burton et al.|editore=Università del Texas|accesso=27 febbraio 2012|dataarchivio=4 febbraio 2012|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120204071416/http://www.physics.sfasu.edu/astro/betalyra/|urlmorto=sì}}</ref>. La principale era in realtà la più massiccia delle 2 componenti, di conseguenza si è evoluta più velocemente della compagna in una [[stella gigante|gigante]]; i suoi strati esterni sono usciti dal proprio [[lobo di Roche]] ed è iniziato un [[trasferimento di massa]] verso la compagna, che col tempo, è divenuta la stella di maggior massa del sistema.

Fino al [[2008]] la stella non è stata risolvibile con [[telescopi ottici]], e di conseguenza era considerata solo come [[binaria spettroscopica]], fino a quando, in quell'anno, le componenti furono risolte per mezzo dell'[[interferometro]] [[CHARA Array|CHARO]], che ha mostrato anche la deformazione delle componenti e il [[disco di accrescimento]] della secondaria, ora stella più massiccia del sistema.

Nei pressi è visibile una terza stella, ad una distanza angolare di 45,7", che è di [[tipo spettrale]] B7V con una magnitudine apparente di +7,2, facilmente visibile con un [[binocolo]], ma non è legata gravitazionalmente ad essa, così come pure un'altra stella che appare vicina solo per la [[prospettiva]] con cui è vista dalla Terra. Nel 2006 è invece stata scoperta una più vicina compagna, a 0,54", che potrebbe essere effettivamente legata alla coppia principale; se lo fosse e considerata la differenza di magnitudine sarebbe una stella di classe B2-B5, e renderebbe il sistema di Beta Lyrae un sistema triplo.

==Note==

<references/>

==Altri progetti==

{{interprogetto}}

==Collegamenti esterni==

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[[Categoria:Stelle bianco-azzurre di sequenza principale]]

[[Categoria:Stelle bianche di sequenza principale]]

[[Categoria:Stelle di classe spettrale A]]

[[Categoria:Stelle di classe spettrale B]]

[[Categoria:Variabili Beta Lyrae]]

[[ar:الشلياق]]

[[de:Sheliak]]

[[en:Beta Lyrae]]

[[es:Beta Lyrae]]

[[fa:بتا شلیاق]]

[[fi:Beta Lyrae]]

[[fr:Beta Lyrae]]

[[id:Beta Lyrae]]

[[ja:シェリアク]]

[[ko:거문고자리 베타]]

[[nl:Sheliak]]

[[pl:Beta Lyrae]]

[[pt:Beta Lyrae]]

[[ru:Шелиак]]

[[sk:Sheliak]]

[[zh:渐台二]]