Beta Lyrae: differenze tra le versioni

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Il sistema è 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, sicché 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]]. Questo causa anche un [[trasferimento di massa]] dalla principale, più fredda e meno 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.