موضوع مقاله: بتا شلیاق | مخاطب: عمومی | لحن: دانشنامه‌ای | ساختار: عنوان، مقدمه، 3 بخش، جمع‌بندی | مقاله: | # بتا شلیاق | مقدمه: این ستاره یکی از شگفت انگیزترین ستاره‌های دوتایی گرفتی شناخته شده است؛ زیرا به دلیل نزدیکی زیاد دو ستاره تشکیل دهندهٔ آن، همیشه رشته‌ای از گاز میان آن‌ها وجود دارد. | ## بخش 1: بتا شلیاق | بر پایه اندازه‌گیری‌های اختلاف منظر ستاره‌ای که در طول ماموریت ماهواره هیپارکوس به دست آمده، فاصله آن از خورشید تقریباً است. هرچند این سامانه با چشم غیرمسلح به صورت یک نقطه نوری واحد دیده می‌شود، اما در واقع از شش مؤلفه با قدر ظاهری ۱۴٫۳ یا درخشان‌تر تشکیل شده است. درخشان‌ترین مؤلفه که «بتا شلیاق A» نامیده می‌شود، خود یک سامانه ستاره‌ای شامل یک ستاره دوتایی (Aa) و یک ستاره تکی (Ab) است. پنج مؤلفه دیگر که با نام‌های بتا شلیاق B، C، D، E و F تعیین شده‌اند، در حال حاضر به عنوان ستاره‌های تکی در نظر گرفته می‌شوند. نام‌گذاری β Lyrae شکل لاتین‌نویسی شده برای نام‌گذاری بایر این سامانه است که توسط یوهان بایر در کتاب اورانومتریا (۱۶۰۳) تعیین شد و نشان‌دهنده این است که دومین ستاره درخشان در صورت فلکی شلیاق است. نام WDS J18501+3322 نیز شناسه این سامانه در فهرست ستاره‌های دوتایی واشینگتن است. بتا شلیاق نام سنتی «شلیاق» (Sheliak) را بر خود دارد که از واژه عربی «الشلیاق» یا «الشیلیق» گرفته شده است؛ این یکی از نام‌های صورت فلکی شلیاق در اخترشناسی در سده‌های میانه اسلامی بود. در سال ۲۰۱۶، اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی یک «کارگروه نام ستارگان» (WGSN) تشکیل داد تا نام‌های خاص ستارگان را فهرست‌بندی و استاندارد کند. این کارگروه تصمیم گرفت نام‌های خاص را به تک‌ستاره‌ها اختصاص دهد تا کل سامانه ستاره‌ای. ویژگی‌ها بتا شلیاق Aa یک سامانه ستاره دوتایی متشکل از یک ستاره اولیه با رده‌بندی ستارگان B6-8 و یک ستاره ثانویه است که احتمالاً آن هم یک ستاره نوع B است. ستاره کم‌نورتر و کم‌جرم‌تر در این سامانه، زمانی عضو پرجرم‌تر جفت بود که باعث شد زودتر از رشته اصلی خارج شده و به یک ستاره غول تبدیل شود. | ## بخش 2: بتا شلیاق | از آنجایی که این جفت در مداری نزدیک به هم هستند، با منبسط شدن این ستاره و تبدیل شدن به غول، لب روش خود را پر کرد و بیشتر جرم خود را به همراهش منتقل کرد. ستاره ثانویه که اکنون پرجرم‌تر است، توسط یک قرص برافزایشی ناشی از این انتقال جرم احاطه شده است که دارای فوران دوقطبی عمود بر قرص است. این قرص برافزایشی دید ناظران زمینی را به ستاره ثانویه مسدود می‌کند، درخشندگی ظاهری آن را کاهش می‌دهد و تعیین دقیق نوع ستاره‌ای آن را برای اخترشناسان دشوار می‌سازد. مقدار جرم منتقل شده بین دو ستاره حدود جرم خورشیدی در سال است (معادل جرم خورشید در هر ۵۰٬۰۰۰ سال) که منجر به افزایش دوره تناوب مداری به میزان حدود ۱۹ ثانیه در هر سال می‌شود. طیف‌سنجی نجومی بتا شلیاق، خطوط گسیلی تولید شده توسط قرص برافزایشی را نشان می‌دهد. در سال ۲۰۰۶، یک بررسی با استفاده از اپتیک سازگار، همراه سوم احتمالی به نام بتا شلیاق Ab را شناسایی کرد. در سال ۱۸۹۴، آریستارک بلوپولسکی بتا شلیاق را به عنوان یک دوتایی طیفی گرفتی شناسایی کرد. صفحه مداری این سامانه تقریباً با خط دید زمین هم‌راستا است، بنابراین دو ستاره به صورت دوره‌ای یکدیگر را دچار گرفت می‌کنند. این امر باعث می‌شود که قدر ظاهری بتا شلیاق به‌طور منظم از ۳٫۲+ تا ۴٫۴+ در یک دوره مداری ۱۲٫۹۴۱۴ روزه تغییر کند. این ستاره نمونه اولیه رده‌ای از متغیرهای گرفتی به نام متغیر بتا شلیاقی (متغیرهای گرفتی «تماسی» بیضوی) است. دو مؤلفه آنقدر به هم نزدیک هستند که با تلسکوپ‌های نوری قابل تفکیک نیستند و یک ستاره دوتایی را تشکیل می‌دهند. | ## بخش 3: بتا شلیاق | در سال ۲۰۰۸، ستاره اولیه و قرص برافزایشی ستاره ثانویه با استفاده از تداخل‌سنج آرایه چارا (CHARA Array) و ترکیب‌کننده فروسرخ میشیگان (MIRC) در باند فروسرخ نزدیک (باند H) تفکیک و تصویربرداری شدند که امکان محاسبه عناصر مداری را برای نخستین بار فراهم کرد. علاوه بر گرفت‌های منظم، سامانه تغییرات روشنایی کوچک‌تر و کندتری را نیز نشان می‌دهد. تصور می‌شود این تغییرات ناشی از دگرگونی در قرص برافزایشی باشد و با تغییر در پروفیل و شدت خطوط طیفی، به ویژه خطوط گسیلی همراه است. بتا شلیاق B، با فاصله زاویه‌ای ۴۵٫۷ ثانیه قوسی، از نوع طیفی B7V است، دارای قدر ظاهری ۷٫۲+ است و به راحتی با دوربین دوچشمی دیده می‌شود. در سال ۱۹۶۲ به عنوان یک دوتایی طیفی با دوره تناوب ۴٫۳۴۸ روز شناسایی شد، اما در نسخه سال ۲۰۰۴ کاتالوگ SB9 (مدارهای دوتایی طیفی) حذف شد و اکنون یک ستاره تکی در نظر گرفته می‌شود. بتا شلیاق E دارای قدر ۱۰٫۱v با جدایی ۶۷ ثانیه قوسی، و بتا شلیاق F دارای قدر ۱۰٫۶v با جدایی ۸۶ ثانیه قوسی است. هر دو از دسته ستاره غیرعادی شیمیایی هستند؛ هر دو به عنوان ستاره Ap فهرست شده‌اند، اگرچه گاهی اوقات تصور می‌شود که مؤلفه F یک ستاره Am باشد. فهرست ستاره‌های دوتایی واشینگتن (WDS) دو همدم کم‌نورتر C و D را به ترتیب در فواصل ۴۷ و ۶۴ ثانیه قوسی لیست کرده است. مشاهده شده است که روشنایی مؤلفه C بیش از یک قدر تغییر می‌کند، اما نوع تغییرپذیری آن مشخص نیست. تصور می‌شود که مؤلفه‌های A، B و F اعضای گروهی از ستارگان در اطراف بتا شلیاق باشند که تقریباً در یک فاصله قرار دارند و با هم حرکت می‌کنند. تحلیل اخترسنجی حاصل از انتشار داده ۲ گایا گروهی متشکل از حدود ۱۰۰ ستاره را در اطراف بتا شلیاق نشان می‌دهد که در حرکت فضایی مشترک و در یک فاصله هستند. | ## جمع‌بندی | اعضای خوشه همگی ستارگان رشته اصلی هستند و فقدان نقطه چرخش رشته اصلی به این معنی است که نمی‌توان سن دقیقی را محاسبه کرد، اما سن خوشه بین ۳۰ تا ۱۰۰ میلیون سال تخمین زده می‌شود.