ベータ・リラエ

ベータ・リラエ（β Lyrae、略称Beta Lyr、β Lyr ）は、正式名称はシェリアク（アラビア語: الشلياق、ローマ字表記: ash-Shiliyāq）（IPA : / ˈʃiːliæk /）で、この星系の伝統的な名称です。これは、こと座にある多重星系です。ヒッパルコス計画で得られた視差測定に基づくと、太陽から約960光年（290パーセク）離れています。

肉眼では一点の光に見えますが、実際には見かけの等級が 14.3 等級以上の 6 つの成分から構成されています。最も明るい成分は Beta Lyrae A と名付けられており、それ自体が食連星(Aa) と単独の星 (Ab)からなる三重星系です。連星系の 2 つの成分は Beta Lyrae Aa1 と Aa2 と名付けられています。残りの 5 つの成分は Beta Lyrae B、C、D、E、F と名付けられており、現在は単独の星と考えられています。^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ]}

β Lyrae (ラテン語化してBeta Lyrae ) は、ヨハン・バイエルが1603 年の著書『Uranometria』で定めた、この星系のバイエル表記であり、こと座で 2 番目に明るい星であることを示しています。WDS J18501+3322 は、ワシントン二重星カタログの表記です。構成要素のBeta Lyrae A、B、C、または代替的にWDS J18501+3322A、B、C、さらにWDS J18501+3322D、E、F、およびA の構成要素であるAa1、Aa2、Abの表記は、多重星系にワシントン多重星カタログ (WMC) で使用されている慣例に由来し、国際天文学連合(IAU) によって採用されています。^{[ 18 ]} 

ベータ・リラエは、イスラム天文学におけること座の星座名の一つであるアラビア語のالشلياق šiliyāqまたはAl Shilyākに由来する伝統的な名前Sheliak (時折ShelyakまたはShiliakとも表記) を持っていた。^{[ 19 ]}注目すべきは、アラビア語の文献ではこと座は主に سِلْيَاق (ローマ字表記: Siliyāq)と呼ばれているのに対し、^{[ 20 ] [ 21 ]} شلياق ( Šiliyāq ) は主にベータ・リラエを指すのに使われており、これは言語の再借用の一形態である可能性がある。^{[ 22 ] [ 23 ]}一方、ペルシア語の文献ではこと座は شلياق ( Šiliyāq ) と呼ばれており、これがこの混乱の原因となっている可能性がある。^{[ 24 ] [ 25 ]}

2016年、国際天文学連合は恒星の固有名をカタログ化して標準化するために恒星名作業部会（WGSN）^{[ 26 ]}を組織しました。WGSNは、複数の恒星系全体ではなく、個々の恒星に固有名を割り当てることを決定しました。[ ^{27 ] 2016}年8月21日、同部星ベータ・リラエAa1にSheliakという名前を承認し、現在IAU承認恒星名リストに含まれています。^{[ 28 ]}

中国の天文学では、 漸台（Jiāntāi）はクレプシドラテラスを意味し、この星、こと座デルタ2星、こと座ガンマ星、琴座イオタ星からなる星を指します。^{[ 29 ]}したがって、こと座ベータ星自体の中国名は漸台二（Jiantāièr、英語：クレプシドラテラスの第二の星）です。

ベータ・リラエAaは、 B6～8型の主星と、おそらく同じくB型星である伴星 からなる半分離型連星系です。この連星系の中で、より暗く質量の小さい方の星は、かつてはより質量の大きい方の星であり、そのため主系列星から先に進化して巨星となりました。連星系は近接軌道にあるため、この星が巨星へと膨張するにつれて、ロッシュローブが満たされ、その質量の大部分が伴星へと移動しました。

質量が大きくなった伴星は、この質量移動によって形成された降着円盤に囲まれており、円盤に垂直に伸びる双極性のジェット状構造が見られる。 ^{[ 5 ]}この降着円盤は伴星の視界を遮り、見かけの光度を低下させ、天文学者がその恒星の種類を特定することを困難にしている。2つの恒星間で移動する質量は、年間約2×10⁻⁵^太陽質量、つまり5万年ごとに太陽の質量に相当する量であり、その結果、軌道周期は毎年約19秒ずつ増加している。ベータ・リュラエのスペクトルには、降着円盤によって生成された輝線が見られる。この円盤は、系の明るさの約20%を占めている。^{[ 5 ]}

2006年に補償光学サーベイにより、ベータ・リラエAbという3番目の伴星の可能性が発見された。これは0.54秒角の角分離で検出され、差分等級は+4.53であった。等級の差から、そのスペクトル型はB2-B5 Vの範囲にあると考えられる。この伴星が加われば、ベータ・リラエAは階層的な三重連星系となる。^{[ 30 ]}

この連星系の光度変化は、1784年にイギリスのアマチュア天文家ジョン・グッドリックによって発見された。^{[ 32 ]} 1894年、アリスタルク・ベロポルスキーはベータ・リラエを食連星として特定した。^{[ 33 ]}この連星系の軌道面は地球からの視線とほぼ一致しているため、2つの星は周期的に互いを食する。これにより、ベータ・リラエは12.9414日の公転周期で見かけの等級を+3.2から+4.4まで規則的に変化させる。これは楕円体「接触」食連星 の典型例である。^{[ 2 ]}

2 つの構成要素は非常に接近しているため、光学望遠鏡では分離できず、分光連星を形成しています。2008 年に、CHARA アレイ干渉計^{[ 34 ]}とミシガン赤外線コンバイナー (MIRC) ^{[ 35 ]}を使用して近赤外線 H バンドで主星と伴星の降着円盤が分離され、画像化されました (下のビデオを参照)。これにより、軌道要素が初めて計算されました。^{[ 5 ]}

通常の食に加えて、この系は明るさのより小さく緩やかな変動も示します。これらは降着円盤の変化によって引き起こされると考えられており、スペクトル線、特に輝線の形状と強度の変動を伴います。これらの変動は規則的ではありませんが、282日の周期で特徴づけられています。^{[ 36 ]}

予備選挙の最低投票日は、以下の式に従って計算できます。

主極小値 = 2436793.48 + 12.93095*n + 0.00000386*n*n

ここでnは自然数である。計算された日付はユリウス日で示される。

ベータ・リラエ A に加えて、他のいくつかの伴星もカタログ化されている。β Lyr B は、角分離が 45.7 インチで、スペクトル型は B7V、見かけの等級は +7.2 であり、双眼鏡で容易に見ることができる。太陽の約 80 倍の光度を持つ。1962 年に周期 4.348 日の分光連星として識別されたが^{[ 37 ]}、2004 年に公開された分光連星軌道カタログ SB9 では省略されたため、現在は単独星とみなされている^{[ 13 ] 。}

次に明るい2つの成分はEとFです。β Lyr Eは等級10.1v、分離角67秒角、β Lyr Fは等級10.6v、分離角86秒角です。どちらも化学的に特異な星です。^{[ 38 ]}どちらもAp型星としてカタログ化されていますが、成分FはAm型星であると考えられることもあります。^{[ 39 ]}

ワシントン二重星カタログには、それぞれ47秒角と64秒角離れた2つの暗い伴星CとDが記載されている。^{[ 40 ]}成分Cは1等級以上明るさが変化することが観測されているが、その変化の種類は不明である。^{[ 41 ]}

成分A、B、Fは、β Lyraeの周囲にある星のグループのメンバーであり、ほぼ同じ距離にあり、一緒に移動していると考えられています。他の星はたまたま同じ視線上にあるだけです。^{[ 39 ]} Gaia Data Release 2の天体位置測定の分析により、β Lyraeの周囲に約100個の星のグループがあり、その空間運動を共有し、同じ距離にあることが明らかになりました。この星団はGaia 8と名付けられました。星団のメンバーはすべて主系列星であり、主系列のターンオフがないため、正確な年齢を計算することはできませんが、星団の年齢は3000万年から1億年と推定されています。メンバー星の平均Gaia DR2視差は3.4 mas 。^{[ 3 ]}

ガイア宇宙望遠鏡は、WDSに記載されている恒星について以下のデータを提供しました。

• Kaler, James B. (2002)、『最も偉大な100の星』、コペルニクスシリーズ、Springer、p.  29、ISBN 978-0-387-95436-3
• フィリップ・スティのホームページ：高温で活動的な星の研究
• Kaler, James B.、「SHELIAK (Beta Lyrae)」、Stars、イリノイ大学、 2011年12月20日取得
• Bruton, Dan; Linenschmidt, Robb; Schmude, Jr., Richard W.、「ベータ・リラエの進化を観察する」、テキサスA&M大学、2003年2月25日のオリジナルからアーカイブ、 2011年12月20日取得
• Beck、Sara J. (2011 年 7 月 1 日)、こと座ベータ星、AAVSO 、 2011-12-20取得