Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.
Содержание
Введение
Переменные Бета Лиры — это класс близких двойных звёзд. Их общая яркость переменна, поскольку две составляющие звезды вращаются друг вокруг друга, и в процессе этого одна звезда периодически проходит перед другой, заслоняя её свет. Составляющие звёзды систем Бета Лиры достаточно массивны (в несколько раз превышают массу Солнца каждая) и имеют большие размеры (являются гигантами или сверхгигантами). Они расположены настолько близко друг к другу, что их формы сильно искажены взаимным гравитационным воздействием: звёзды приобретают эллипсоидальную форму, и между ними происходят значительные потоки вещества от одной звезды к другой.
Beta Lyrae variables are a class of close binary stars. Their total brightness is variable because the two component stars orbit each other, and in this orbit one component periodically passes in front of the other one, thereby blocking its light. The two component stars of Beta Lyrae systems are quite heavy (several solar masses each) and extended (giants or supergiants). They are so close, that their shapes are heavily distorted by mutual gravitation forces: the stars have ellipsoidal shapes, and there are extensive mass flows from one component to the other.
Массовые потоки
Эти массовые потоки происходят потому, что одна из звезд в ходе своей эволюции превратилась в гигант или сверхгигант. Такие звезды, значительно увеличившиеся в размерах, легко теряют массу, просто из-за своих габаритов: гравитация на их поверхности слаба, поэтому газ легко улетучивается (так называемый звездный ветер). В близких двойных системах, таких как системы типа бета-Лиры, этот процесс потери массы усиливается еще одним фактором: когда гигантская звезда расширяется, она может достичь предела Роше – математической поверхности, окружающей оба компонента двойной звезды, за пределами которой материя может свободно перетекать от одного компонента к другому. В двойных звездах обычно первой в гигант или сверхгигант превращается самая массивная звезда. Расчеты показывают, что потеря массы становится настолько интенсивной, что за относительно короткий срок (менее полумиллиона лет) эта звезда, изначально самая массивная, становится легче своего компаньона. Часть её массы переходит к звезде-компаньону, а остальная часть рассеивается в пространстве.
These mass flows occur because one of the stars, in the course of its evolution, has become a giant or supergiant. Such extended stars easily lose mass, just because they are so large: gravitation at their surface is weak, so gas easily escapes (the so called stellar wind). In close binary systems such as beta Lyrae systems, a second effect reinforces this mass loss: when a giant star swells, it may reach its Roche limit, that is, a mathematical surface surrounding the two components of a binary star where matter may freely flow from one component to the other. In binary stars the heaviest star generally is the first to evolve into a giant or supergiant. Calculations show that its mass loss then will become so large that in a comparatively very short time (less than half a million years) this star, that was once the heaviest, now becomes the lighter of the two components. Part of its mass is transferred to the companion star, the rest is lost in space.
Световые кривые
[[Файл:BetaLyrLightCurve.png|thumb|left|Кривая блеска для Бе́ты Ли́ры, построенная по данным TESS.
[[File:BetaLyrLightCurve. png|thumb|left|A light curve for Beta Lyrae, plotted from TESS data