Beta Lyrae variable

Las variables Beta Lyrae son una clase de estrellas binarias cercanas . Su brillo total es variable debido a que las dos estrellas componentes orbitan entre sí, y en esta órbita una de ellas pasa periódicamente por delante de la otra, bloqueando así su luz. Las dos estrellas que componen los sistemas Beta Lyrae son bastante masivas (varias _masas solares ( M☉ ) cada una) y extensas ( gigantes o supergigantes ). Están tan cerca que sus formas se ven fuertemente distorsionadas por las fuerzas gravitatorias mutuas : las estrellas tienen formas elipsoidales y se producen extensos flujos de masa de una componente a la otra.

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 extensas pierden masa fácilmente, precisamente por su gran tamaño: la gravedad en su superficie es débil, por lo que el gas escapa con facilidad (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 expande, puede llenar su lóbulo 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 los sistemas binarios, la estrella más masiva suele ser la primera en evolucionar hacia una gigante o supergigante. Los cálculos muestran que su pérdida de masa será tan grande que, en un tiempo relativamente corto (menos de medio millón de años), esta estrella, que antes era la más masiva, se convierte en la más ligera de las dos. Parte de su masa se transfiere a la estrella compañera, y 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 resulta imposible determinar 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 periodo de las variaciones de brillo es muy regular. Está determinado por el periodo de revolución del sistema binario: el tiempo que tardan los dos componentes en orbitar una vez alrededor del otro. Estos periodos son cortos, normalmente de uno o pocos días. El periodo 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 periodos superiores a 100 días, uno de los componentes suele ser una supergigante .

Los sistemas Beta Lyrae a veces se consideran 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 binarias aún más cercanas (las llamadas binarias de contacto ), y sus estrellas componentes son en su mayoría más ligeras que las componentes del sistema Beta Lyrae (alrededor de ₁ M☉ ) . 

El prototipo de las estrellas variables del tipo β Lyrae es β Lyrae , también llamada Sheliak. Su variabilidad fue descubierta en 1784 por John Goodricke .

Se conocen cerca de mil binarias β Lyrae: la última edición del Catálogo General de Estrellas Variables (2003) enumera 835 de ellas (el 2,2 % del total de estrellas variables). A continuación se presentan los datos de las diez variables β Lyrae más brillantes. (Véase también la lista de estrellas variables conocidas ).

• Atlas OGLE de curvas de luz de estrellas variables - Variables β Lyrae