Biner gerhana tipe Beta Lyrae. Komponen yang lebih berat dan lebih putih dikelilingi cincin gas. Gas mengalir ke komponen sekunder berbentuk tetesan air mata.
Variabel Beta Lyrae adalah kelas dari bintang biner dekat. Kecerahan totalnya bervariasi karena dua bintang komponen mengorbit satu sama lain, dan dalam orbit ini satu komponen secara berkala melewati di depan komponen lainnya, sehingga menghalangi cahayanya. Dua bintang komponen sistem Beta Lyrae cukup berat (masing-masing beberapa massa Matahari (M☉)) dan meluas (raksasa atau mahagaksasa). Mereka sangat dekat, sehingga bentuk mereka sangat terdistorsi oleh gaya gravitasi timbal balik: bintang-bintang tersebut memiliki bentuk elipsoidal, dan terjadi aliran massa yang luas dari satu komponen ke komponen lainnya.
Aliran massa
Aliran massa ini terjadi karena salah satu bintang, dalam perjalanan evolusi bintangnya, telah menjadi raksasa atau mahagaksasa. Bintang-bintang yang meluas seperti itu mudah kehilangan massa, hanya karena mereka sangat besar: gravitasi di permukaannya lemah, sehingga gas mudah lepas (yang disebut angin bintang). Dalam sistem biner dekat seperti sistem Beta Lyrae, efek kedua memperkuat hilangnya massa ini: ketika bintang raksasa membengkak, ia dapat mengisi Roche lobe-nya, yaitu permukaan matematis yang mengelilingi dua komponen bintang biner di mana materi dapat mengalir bebas dari satu komponen ke komponen lainnya.
Dalam bintang biner, bintang yang paling berat umumnya yang pertama berevolusi menjadi raksasa atau mahagaksasa. Perhitungan menunjukkan bahwa kehilangan massanya kemudian akan menjadi sangat besar sehingga dalam waktu yang relatif sangat singkat (kurang dari setengah juta tahun) bintang ini, yang dulunya yang paling berat, kini menjadi yang lebih ringan dari dua komponen. Sebagian massanya ditransfer ke bintang pendamping, sisanya hilang ke angkasa.
Kurva cahaya
Kurva cahaya untuk Beta Lyrae, diplot dari data TESS[1]
Kurva cahaya variabel Beta Lyrae cukup halus: gerhana dimulai dan berakhir begitu bertahap sehingga momen pastinya mustahil untuk ditentukan. Ini terjadi karena aliran massa antara komponen sangat besar sehingga menyelimuti seluruh sistem dalam atmosfer bersama. Amplitudo variasi kecerahan dalam sebagian besar kasus kurang dari satu magnitudo; amplitudo terbesar yang diketahui adalah 2,3 magnitudo (V480 Lyrae).
Periode variasi kecerahan sangat teratur. Ini ditentukan oleh periode revolusi biner - waktu yang dibutuhkan kedua komponen untuk mengorbit sekali mengelilingi satu sama lain. Periode ini pendek, biasanya satu atau beberapa hari. Periode terpendek yang diketahui adalah 0,29 hari (QY Hydrae); yang terpanjang adalah 198,5 hari (W Crucis). Dalam sistem Beta Lyrae dengan periode lebih dari 100 hari, salah satu komponen umumnya adalah mahagaksasa.
Sistem Beta Lyrae kadang-kadangTemplat:Quantify dianggap[oleh siapa?] sebagai subtipe dari Algol variables; namun, kurva cahaya mereka berbeda (gerhana Algol variables jauh lebih tajam definisinya). Di sisi lain, variabel Beta Lyrae agak mirip W Ursae Majoris variables; namun, yang terakhir umumnya adalah biner yang lebih dekat lagi (yang disebut biner kontak), dan bintang komponen mereka sebagian besar lebih ringan daripada komponen sistem Beta Lyrae (sekitar 1M☉).
