Sheliak

Dreifachstern
Beta Lyrae / Sheliak
Aufnahme von mithilfe des CHARA-Interferometers
Aufnahme von mithilfe des CHARA-Interferometers
Vorlage:Skymap/Wartung/Lyr
Beobachtungsdaten
Epoche: J2000.0
AladinLite
SternbildLeier
Vis. Helligkeit
(gesamt)
3,42 (3,30 bis 4,35) mag[1][2]
Astrometrie
Parallaxe(3,7 ± 0,5) mas
Entfernungca. 900 Lj
(ca. 300 pc)
Einzeldaten
NamenAab, B, F
Beobachtungsdaten:
RektaszensionAab18500518h 50m 05s
B185006.70118h 50m 06.701s
F185006.95218h 50m 06.952s
DeklinationAab2332146+33° 21′ 46″
B2332106.622+33° 21′ 06.622″
F2332107.266+33° 21′ 07.266″
Scheinbare
Helligkeit
Aab3,4 bis 4,6m
B7,13m
F10,6m
Typisierung:
SpektralklasseAabB7 Ve + A8 Vp
BB5 V
FG5
Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bayer-Bez.β Lyrae
Flamsteed-Bez.10 Lyrae
Bright-Star-Kat.HR 7106
Hipparcos-KatalogHIP 92420
WDS-KatalogWDS J18501+3322
ADS-KatalogADS 11745
Weitere
Bezeichnungen
Sheliak, Struve 4039, FK5 705
Bonner Durchm.AabBD +33° 3223
BBD +33° 3224
FBD +33° 3225
HD-KatalogAabHD 174638
BHD 174664
FHD
SAO-KatalogAabSAO 67451 / 67452
BSAO 67453
FSAO
Tycho-KatalogAabTYC 2642-2929-1
BTYC 2642-2930-1
FTYC 2642-1394-1

Sheliak (aus arabisch الشلياق, DMG aš-šiliyāq), Bayer-Bezeichnung Beta Lyrae, ist ein etwa 900 Lichtjahre entferntes Sternsystem im Sternbild Leier.

Sheliak ist der Namensgeber der Beta-Lyrae-Sterne, einer Klasse von Bedeckungsveränderlichen, deren Komponenten so eng beieinander stehen, dass sie sich durch ihre gegenseitige Gravitation elliptisch verformen. Sheliak verändert seine scheinbare Helligkeit dadurch mit einer Periode von 12,9075 Tagen zwischen +3,4 mag und +4,6 mag.

Beim Hauptstern handelt es sich um einen spektroskopischen Doppelstern; seine beiden Komponenten (Aa und Ab) stehen so dicht beieinander, dass sie mit gewöhnlichen optischen Teleskopen nicht aufgelöst werden können. Sie können jedoch spektroskopisch nachgewiesen werden: Beim gegenseitigen Umlauf der Sterne tritt ein Dopplereffekt auf, wodurch sich ihre Spektrallinien periodisch verschieben. Im Jahr 2008 gelang eine ortsaufgelöste Aufnahme mithilfe des CHARA-Interferometers.[3]

Der Primärstern ist ein B6-B8II Riese mit einer Masse von 8 Sonnenmassen, der Masse an einen B0.5V Begleiter mit einer Massentransferrate von 10−5 Sonnenmassen pro Jahr verliert. Der Begleiter kann nicht direkt beobachtet werden, da er von einer Akkretionsscheibe verhüllt wird. Dennoch konnte seine Masse auf 12,5 Sonnenmassen geschätzt werden. Daneben ist als Folge der Akkretion ein Jet oder bipolarer Ausfluss durch Inferometrie nachgewiesen worden. Weiterhin verkürzt sich aufgrund des Massentransfers die Periode des Doppelsternsystem um 19 Sekunden pro Jahr[4].

Zu dem System gehören die zwei weiteren, visuellen Komponenten B und F. Die Komponente B befindet sich in einem Abstand von 45,7" bei einem Positionswinkel von 149°; er ist vom Spektraltyp B5, hat eine scheinbare Helligkeit von +7,1 mag und kann bereits im Prismenfernglas gesehen werden. Die Komponente F steht bei einem Positionswinkel von 19° in einer Winkeldistanz von 85,8" und hat eine scheinbare Helligkeit von 10,6 mag.
Drei weitere potentielle Komponenten (C, D und E) scheinen nicht physisch zu dem System zu gehören.

Weblinks

Einzelnachweise

  1. bet Lyr. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 2. November 2018.
  2. bet Lyr. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 2. November 2018.
  3. Zhao, M.; Gies, D.; Monnier, J. D.; Thureau, N.; Pedretti, E.; Baron, F.; Merand, A.; ten Brummelaar, T.; McAlister, H.; Ridgway, S. T.; Turner, N.; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Farrington, C.; Goldfinger, P. J.: First Resolved Images of the Eclipsing and Interacting Binary β Lyrae. In: Astrophysical Journal Letters. Band 684, Nr. 2, 2008, S. L95, bibcode:2008ApJ...684L..95Z.
  4. Jamie R. Lomax, Jennifer L. Hoffman, Nicholas M. Elias II, Fabienne A. Bastien, Bruce D. Holenstein: Geometrical Constraints on the Hot Spot and Bipolar Outflows in Beta Lyrae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arxiv:1108.3015v1.

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Beta Lyrae is an interacting and eclipsing binary where material is gravitationally pulled away from one star and accretes on to the surface of the companion. The system has an orbital period of 13 days. Using the CHARA Array, researchers obtained images of beta Lyrae showing the mass donor and the thick disk surrounding the mass gainer. The donor is brighter and appears elongated; this is the first direct detection of photospheric tidal distortion due to Roche lobe filling. The disk component is fainter and more elongated than the donor. Reference: Zhao et al. 2008, ApJ, 684, 95