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Beta Lyrae

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β Lyrae, connue sous le nom de Sheliak pour les anciens Arabes et Tsan Tae pour les anciens Chinois, a été découverte comme une étoile variable par John Goodricke en 1784, environ deux ans après son explication réussie des variations de lumière d’Algol. Au cours des plus de deux siècles qui se sont écoulés depuis sa découverte, β Lyrae a joué au chat et à la souris avec des astronomes tentant de percer ses secrets. Ce n’est que lentement que certains de ces secrets ont été révélés.

Nous savons que β Lyrae est un système binaire à éclipses avec une période orbitale d’environ 12,9 jours et la période augmente à un rythme d’environ 19 sec/an.
Le diagramme O-C (Kreiner, Kim et Nha, 2005) des horaires d’éclipse vu sur la figure 1 montre une forme magnifiquement parabolique, indiquant un taux constant de changement de période.

Beta Lyrae (β Lyr / β Lyrae, Bêta Lyrae) est une étoile multiple située à environ 960 années-lumière dans la  de la .
Beta Lyrae porte également le nom arabe traditionnel Shéliak qui signifie « tortue » ou « harpe ».
Ce nom est officialisé le 21 août 2016 par l’Union astronomique internationale.

Beta Lyrae est un système d’étoiles binaire semi-détaché à éclipses constitué d’une étoile géante lumineuse bleue-blanche (B8II), Beta Lyrae Aa1 et d’une étoile secondaire probablement de type B, Beta Lyrae Aa2.
Les deux étoiles sont assez proches pour que la matière de la photosphère de l’une soit attirée vers l’autre, donnant aux étoiles une forme ellipsoïdale.
Beta Lyrae est le prototype de ce type de binaires à éclipse, dont les composantes sont si proches qu’elles sont déformées par leur attraction mutuelle (de manière mesurable).

La courbe de lumière de β Lyrae dans la partie visible du spectre sert de prototype de la classification de la courbe de lumière EB : maxima arrondis et minima larges avec différentes profondeurs.
La figure imagée montre la courbe de lumière en V du système avec des données de 1987 à 1994 publiées par Van Hamme, Wilson et Guinan (1995).
A noter la dispersion assez importante dans la courbe de lumière qui, au premier abord, est plutôt surprenante étant donné que le système est plutôt lumineux.
Il s’avère que la grande dispersion est le résultat d’une variabilité intrinsèque et non d’une erreur d’observation.
Le taux élevé de changement de période et la variabilité intrinsèque sont des indices que β Lyrae est un système très actif.

Les observations de β Lyrae dans l’ultraviolet montrent un comportement très différent : presque aucune variation de luminosité sur la période orbitale à des longueurs d’onde inférieures à environ 1200 Å.
En d’autres termes, lorsqu’il est vu dans l’ultraviolet,
β Lyrae ne ressemble pas du tout à un binaire à éclipses.
La figure imagée montre la courbe de lumière de β Lyrae dans l’ultraviolet à des longueurs d’onde de 955 Å et 1475 Å, mesurée avec les spectromètres Ultraviolet Voyager (Kondo, et al., 1994). A 1475 Å, la courbe de lumière présente une forme similaire à celle de la courbe de lumière optique mais à 955 Å, la courbe de lumière est remarquablement plate.
Cette dépendance plutôt étrange de la courbe de lumière sur la longueur d’onde est un autre indice que β Lyrae n’est pas votre binaire à éclipses moyen.

β Lyrae est connu depuis longtemps pour montrer des raies d’émission dans son spectre compliqué (Struve, 1958), encore une autre indication de l’activité dans le système.

Bien que le spectre de β Lyrae soit assez compliqué, composé d’au moins six sources distinctes (Bisikalo, et al. 1999), une source facilement reconnaissable se démarque : les raies d’absorption d’une étoile avec un type spectral de B6II à B8II.

Cette étoile est celle éclipsée au minimum primaire dans les courbes de lumière optique et je l’appellerai l’étoile primaire.
L’étoile primaire est donc une géante dont la température effective est d’environ 12 000 K.
La nature de l’étoile primaire fait l’objet de peu de controverses.

La nature de l’objet secondaire fait en revanche encore l’objet de débats.
Les astronomes avaient lutté sans succès pendant des décennies pour expliquer la composante secondaire comme une étoile d’environ type spectral F.
En 1963, cependant, vint la pièce critique du puzzle. Huang (1963) a proposé que le primaire était, en fait, moins massif que le secondaire qui était encastré dans un disque géométriquement et optiquement épais.
Cette interprétation fut véritablement un tournant dans notre compréhension de β Lyrae car elle expliquait la forme de la courbe de lumière et l’absence des raies spectrales du secondaire dans le spectre de manière simple et intuitive. Wilson (1974) a exploré le modèle du disque de manière quantitative et a montré qu’il devait être géométriquement et optiquement épais.
Plus tard, il a produit des modèles détaillés de la structure du disque (Wilson, 1981 ; 1982).

Le modèle Huang a survécu à l’épreuve du temps.
Après plus de quarante ans, les idées fondamentales du modèle forment la base de l’interprétation moderne du système.
Bien qu’il y ait des désaccords sur la nature détaillée du disque (voir Wilson et Terrell, 1992 et Hubeny, Harmanec et Shore, 1994), presque tout le monde est d’accord avec l’idée que le secondaire est un objet stellaire intégré dans un disque épais.

Donc, la question évidente est “Comment β Lyrae s’est-il retrouvé dans son état actuel?
Dans le passé, β Lyrae était considéré comme un objet unique et comprendre l’histoire évolutive d’un objet unique peut être difficile.
Il y a environ 25 ans, Plavec (1980) montrait que β Lyrae était un objet rare mais certainement pas unique.
À l’aide du satellite International Ultraviolet Explorer (IUE), il a montré qu’il existait une poignée de systèmes présentant des similitudes avec β Lyrae.
Maintenant, nous pourrions commencer à voir des modèles.
Ces systèmes, qui sont appelés les étoiles W Serpentis, ont tous montré de fortes raies d’émission dans les spectres IUE, indiquant un transfert de masse à grande échelle entre les deux étoiles.

La vision actuelle de β Lyrae est qu’elle approche de la fin de la phase rapide de transfert de masse (RPMT) qui se produit lorsque l’étoile la plus massive d’un binaire atteint son lobe de Roche et transfère la masse à l’étoile de masse inférieure.
Les lecteurs familiers avec la résolution du “paradoxe d’Algol” reconnaîtront cette explication.
Lorsque l’étoile la plus massive atteint son lobe de Roche et commence à transférer de la matière à l’autre étoile, le lobe de Roche rétrécit car l’étoile perd de la masse et la séparation entre les étoiles diminue.
Ceci, bien sûr, conduit à plus de perte de masse et à un lobe de Roche encore plus petit.
Nous avons une situation classique de rétroaction d’emballement et la perte de masse se produit sur une échelle de temps très rapide, sur des milliers d’années, par opposition aux échelles de temps nucléaires beaucoup plus longues de milliards d’années sur lesquelles les étoiles évoluent habituellement.

Considérons maintenant ce qui arrive à l’étoile de masse initialement inférieure (appelons-la la gagnante) alors que toute cette masse se déverse vers elle.
Si le rayon du gainer est petit par rapport à la séparation des deux étoiles, le flux de matière ne l’impactera pas directement mais formera un disque autour du gainer.
La viscosité entraînera l’étalement du disque et une partie du matériau s’accumulera sur le gainer tandis que de plus petites quantités seront perdues dans le système via des jets perpendiculaires au disque (Harmanec, et al 1996).
Si le rayon du gainer est grand par rapport à la séparation, le flux de matière impactera la surface du gainer et le fera tourner, comme de l’eau pulvérisée sur un moulinet.
Les étoiles s’ajustent structurellement sur des échelles de temps plus grandes que la vitesse à laquelle la masse est transférée dans cette étape RPMT, de sorte que le matériau a tendance à s’accumuler et à former un disque d’accrétion épais qui engloutit le gainer.
On pense que SV Centauri est un système à ce stade rapide et donc rare (Wilson et Starr, 1976) et la figure 4 montre qu’il a une période décroissante comme prévu.

References

L’étoile variable de la saison de cet été a été préparée par le Dr Dirk Terrell.


        
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