بتا-شلیاق که در عرب باستان به نام Sheliak و در چین باستان به نام Tsan Tae شناخته می‌شود، به عنوان یک ستاره متغیر توسط جان گودریک در سال 1784کشف شد، که حدود دوسال بعد از توضیح موفقیت آمیز او درباره تغییرات نوری ستاره الغول بود. بیش از دو قرن از کشف بتا-‌شلیاق می‌گذرد، در این مدت این ستاره یک بازی موش و گربه را با ستاره‌شناسانی که قصد داشتند رازهای آن را بگشایند بازی کرده است. که به آرامی بعضی از این رازها آشکار شدند.
منحنی نوری بتا-‌شلیاق
منحنی نوری بتا-‌شلیاق در طیف مرئی به عنوان یک نمونه اولیه در طبقه‌بندی منحنی نوری متغیر‌های گرفتی تقسیم بندی می‌شود. که دارای بیشینه گرد شده و کمینه عریض با عمق‌های متفاوت است. شکل 1 منحنی نوری بتا-‌شلیاق را در طیف مرئی نشان می‌دهد که داده های آن از سال 1987 تا 1994 توسط ون هام، ویلسون و گوینان (1995) منتشر شده است. به پراکندگی نسبتاً بزرگ در قله ‌های منحنی نوری توجه کنید که در ابتدا شگفت‌انگیز است و نشان‌دهنده این است که منظومه نسبتاً روشن است. نتیجه می‌گیریم که پراکندگی زیاد در نتیجه تغییرات ذاتی همدم‌ها می‌باشد و خطای مشاهده نیست. سرعت زیاد تغییرات دوره تناوب و تغییرات ذاتی سرنخی است از اینکه بتا-‌شلیاق یک منظومه فعال است.


برخلاف ستاره متغیر الغول منحنی نوری بتا-شلیاق در خارج از گرفت تخت نیست. در این منظومه ستاره‌ها به اندازه کافی به یکدیگر نزدیک هستند تا یک اعوجاج جزر و ‌مدی ایجاد کنند، ستاره اول به سمت ستاره دوم متورم می‌شود و این ستاره با ستاره همدم خود درحال تبادل جرم است طوریکه ستاره همدم دوم توسط ابری از گاز و غبار کاملا پوشیده می‌شود. زمانیکه نور ستاره اول توسط ستاره همدم خود پوشیده شود (گرفت اصلی) درخشندگی منظومه 1/1 قدر کاهش می‌یابد، و زمانیکه ستاره دوم دچار گرفت می‌شود (گرفت فرعی) درخشندگی منظومه حدود 6/0 قدر کاهش می‌یابد. سریع‌ترین تغییر قدر در نزدیکی گرفت اصلی رخ می‌دهد. گرفت فرعی در این منظومه، بر خلاف گرفت فرعی در RZ-ذات الکرسی و الغول، به آسانی قابل تشخیص است.
درخشندگی این منظومه همواره در حال تغییر است. فاصله ستاره‌ها به اندازه‌ای است که ممکن است در یک دوره همدم‌ها دچار گرفت نشوند، اما ابر گاز و غبار اطراف ستاره آنقدر بزرگ است که این گمان را می‌دهد که دو ستاره با هم تقریباً در تماس‌اند بدین معنی که دائماً در گرفت هستند. بنابراین در هر زمانی می‌توان این منظومه را رصد کرد و تمام داده‌ها هم قابل استفاده هستند.
نمودار رسم شده در بالا نمودار فاز نامیده می‌شود. محور عمودی برای قدر و محور افقی نشان دهنده دوره تناوب اعشاری منظومه است (9/12روز). در این نمودار 0 نقطه میانی گرفت اصلی؛ 5/0 نقطه میانی گرفت فرعی و 25/0 و 75/0 نقطه میانی دو زمان بیشینه می‌باشند. وقتی یک منظومه دوره تناوب 9/12 روز دارد بدست آوردن منحنی نوری کامل آن در طول یک دوره تناوب غیر ممکن است زیرا که بخش زیادی از زمان دوره تناوب آن، با توجه به آب و هوا، در نور روز و غیر قابل مشاهده خواهد بود. نمودار فاز ترسیمی از تخمین بیش از چند ماه است تا یک منحنی نوری جامع بدست آید. نمودار فاز با این فرض به کار می‌آید که دوره تناوب منظومه در طول دو یا سه ماه تغییر نخواهد کرد.
نمودار O-C بتا-شلیاق و تبادل جرم در منظومه
ما می‌دانیم که بتا-شلیاق یک منظومه دوتایی گرفتی با دوره تناوب مداری حدود 9/12 روز است که دوره تناوب آن با سرعت 19 ثانیه در سال در حال افزایش است. منحنی O-C (کراینر، کیم و ان اچ ای 2005) از زمان‌های گرفت شکل 2 سهمی زیبا را نمایش می‌دهد که نشان دهنده تغییرات ثابت در دوره تناوب آن است.


رصد بتا-‌شلیاق در طیف ماوراء بنفش یک رفتار بسیار متفاوت را نشان می‌دهد: تقریبا هیچ تغییردرخشندگی روی دوره تناوب مداری آن در طول موج های کمتر از 1200 آنگستروم وجود ندارد. به عبارتی دیگر، زمانیکه بتا-‌شلیاق در طیف ماوراء بنفش مشاهده می‌شود اصلا مانند یک دوتایی گرفتی نیست. شکل 3 منحنی نوری بتا-شلیاق را در اشعه ماوراء بنفش در طول موج 955 آنگستروم و 1475 آنگستروم نشان می‌دهد که توسط طیف سنج فرابنفش ویجر اندازه‌گیری شده‌است (کوندو، و همکاران، 1994). در طول موج 1475 آنگستروم منحنی نوری یک شکل را شبیه به منحنی نوری اپتیکی نمایش می‌دهد، اما در طول موج 955 آنگستروم، منحنی نور بطور قابل ملاحظه‌ای صاف است. و این وابستگی نسبتاً عجیب منحنی نور به طول موج سرنخ دیگری است که بتا-شلیاق یک دوتایی گرفتی عادی نیست.


از مدت‌ها قبل بتا-شلیاق خطوط نشری در طیف پیچیده خود نشان می‌داد (استراو، 1958)، که تا آن زمان نشانه‌ای از فعالیت در این منظومه بود. اگرچه رده طیفی بتا-شلیاق، متشکل از شش منبع مجزا، کاملا پیچیده است (بایسیکالو و همکاران.1999)، اما یک منبع آن که به آسانی تشخیص داده شده و برجسته است: خطوط جذبی یک ستاره با یک نوع طیفیB6II تا B8II است. این ستاره، ستاره‌ای است که در کمینه اصلی منحنی‌های نوری اپتیکی دچار گرفت می‌شود که مربوط به ستاره اول می‌شود. (در کمینه اصلی ستاره اول دچار گرفت می‌شود)، ستاره اول، به این دلیل که یک غول با دمای موثر حدود 12000 کلوین است. در مورد ماهیت ستاره اول هنوز اختلاف وجود دارد.
از سوی دیگر، در مورد ماهیت جسم دوم همچنان تا حدودی جای مناقشه است. ستاره‌شناسان به منظور تشریح مولفه دوم به عنوان یک ستاره تقریبا از نوع طیفی F، دهه‌ها بدون موفقیت مجادله کردند. اما در سال 1963، تکه اصلی پازل به دست آمد. هوانگ (1963) پیشنهاد کرد که جسم اول در واقع از جسم دوم که به لحاظ هندسی و نوری در قرص ضخیمی نهفته است، جرم کمتری دارد. این تفسیر نقطه عطفی در درک ما از بتا-‌شلیاق بود زیرا شکل منحنی نوری و غیاب خطوط طیفی جسم دوم را در طیف به طور ساده و شهودی توضیح داد. ویلسون (1974) مدل قرص را به شکل کمی بررسی کرد و نشان داد که باید به لحاظ هندسی و نوری، ضخیم باشد. بعداً او مدل های دقیقی از ساختار این قرص ارائه نمود (ویلسون، 1981؛ 1982).
مدل هوانگ، در آزمون زمان موفق شد. پس از بیش از چهل سال، ایده اصلی این مدل مبنای تفسیر جدید این منظومه را تشکیل می‌دهد. هرچند مخالفت‌هایی درباره ماهیت دقیق این قرص وجود دارد (ویلسون و ترل، 1992، و هابنی، هارمانک و شور، 1994 را ملاحظه کنید). اما تقریبا هرکسی با این ایده که جسم دوم یک شئی ستاره‌ای نهفته در یک قرص ضخیم است، موافق می باشد.
بنابراین سوال واضح این است که " چگونه بتا-شلیاق در وضعیت کنونی خود قرار گرفت؟" در گذشته، بتا-‌شلیاق یک جسم منحصر به فرد در نظر گرفته می‌شد و درک تاریخ تکاملی یک جسم منحصر به فرد می‌تواند دشوار باشد. حدود 25 سال قبل پلاوک (1980) نشان داد که بتا-‌شلیاق یک جسم کمیاب است اما یقیناً منحصر به فرد نیست. او با استفاده از جستجوگر بین المللی فرابنفش (IUE) نشان داد که منظومه‌های بسیاری وجود دارند که با بتا-شلیاق مشابه‌اند. این منظومه‌ها که وی آنها را ستاره‌های W-Serpentis نامید، همگی خطوط گسیلی قوی در طیف هایIUE نشان دادند که بیان کننده تبادل جرم بزرگ مقیاسی بین این دو ستاره بود.
نمای فعلی بتا-شلیاق این است که آن تقریباً در انتهای فاز سریع تبادل جرم (RPMT) است که وقتی منجر می‌شود که ستاره پرجرم‌تر در یک دوتایی به حد روش خودش می رسد و جرم را به ستاره کم جرم‌تر انتقال می‌دهد. خواننده آشنا با "پارادوکس الغول" متوجه این توضیح خواهد شد. وقتی ستاره پر جرم‌تر به حد روش خودش می‌رسد و شروع به تبادل جرم با ستاره دیگر می‌کند، حد روش منقبض می‌شود زیرا که ستاره در حال از دست دادن جرم است و فاصله بین ستاره‌ها کاهش می‌یابد. و فرآیند از دست دادن جرم در یک مقیاس زمانی خیلی سریع اتفاق می‌افتد، بیش از هزاران سال، که با مقیاس زمانی خیلی طولانی هسته‌ای در ستاره‌هایی که معمولاً در مرحله تکامل هستند در تضاد است.
حالا در نظر بگیرید که برای ستاره کم جرم‌تر اولیه (فرض کنید که آن را نفع‌برنده بنامیم) چه اتفاقی می‌افتد که همه جرم برای ریختن به سمت آن می‌آید. اگر شعاع ستاره نفع‌برنده در مقایسه با فاصله جدایی دو ستاره کوچک باشد، جریان ماده به طور مستقیم آن را تحت تأثیر قرار نمی‌دهد بلکه به صورت یک قرص اطراف ستاره را در بر می‌گیرد. چسبندگی باعث می‌شود که قرص گسترش پیدا کند و اندکی از مواد به ستاره نفع‌برنده بچسبد در حالیکه مقادیر کمتری توسط فوران عمود بر قرص از منظومه از دست می‌رود (هارمنک و همکاران، 1996). اگر شعاع ستاره نفع‌برنده در مقایسه با فاصله جدایی دو ستاره بزرگ باشد، جریان ماده بر پوسته نفع‌برنده و چرخش آن تأثیر می‌گذارد. مانند آبی که داخل یک فرفره پاشیده شده باشد. ستاره‌ها بصورت ساختاری خودشان را با مقیاس زمانی بزرگتر از سرعتی که در آن جرم انتقال داده می‌شود تطبیق می‌دهند در مرحله RPTM، بنا‌براین ماده تمایل به پر‌کردن و تشکیل یک قرص برافزایشی ضخیم می‌دهد که ستاره نفع‌برنده را فرا می‌گیرد. اعتقاد بر این است که SV-قنطورس یک منظومه دوتایی نادر باشد(ویلسون و استار 1976) .در شکل زیر ، نمودار O-C این ستاره دوتایی ارایه شده است.


توجه داشته باشید که این سهمی معکوس شده مشابه سهمی بتا-شلیاق و حاکی از کاهش دوره تناوب است. در نهایت به اندازه کافی جرم منتقل می شود که ستاره کم‌جرم‌تر قبلی حالا ستاره پر‌جرم‌تر شده و تبادل جرم خیلی کند شود. از آنجاییکه جرم در حال انتقال از ستاره کم جرم‌تر است دوره تناوب افزایش می‌یابد. گمان بر این است که بتا-شلیاق در این مرحله باشد.
همانطور که تبادل جرم به آرامی اتفاق می‌افتد، قرص برافزایشی می‌رود به این سمت که بر‌روی ستاره نفع‌برنده قرار گیرد. سرانجام قرص ناپدید خواهد شد (اصولاً توسط برافزایش) و ستاره نفع‌برنده دوباره بصورت یک ستاره نرمال ظاهر می‌شود ولی اینبار پر‌جرم‌تر. این ستاره همچنین به سرعت در حال چرخیدن خواهد بود، می‌تواند درحد مرکز گریز باشد، که آن را به یک دوتایی تماسی دوگانه تبدیل می‌کند همانطور که توسط ویلسون در سال 1979 تعریف شده است. RZ-سپر و U-قیفاووس محتملاً مثال‌هایی از این نوع منظومه هستند، که غالباً به متغیر‌های چرخنده سریع الغول نسبت داده می‌شوند.
سرانجام، نیروی کشندی چرخش ستاره نفع‌برنده را با مدار هماهنگ خواهد کرد و منظومه به یک الغول کلاسیک تبدیل خواهد شد، مانند خود الغول. زمانی که منظومه به مرحله الغول می‌رسد. فرآیند تکامل آن با یک مقیاس زمانی هسته‌ای کوتاه‌تری ادامه پیدا می‌کند.
رصد بتا-شلیاق
بتا-شلیاق یکی از آسان‌ترین ستارگان متغیر برای پیدا کردن و رصد و همچنین یکی از جذابترین سوژه‌ها‌ی علمی است. از آنجاییکه درخشندگی بتا-شلیاق به آرامی و بطور پیوسته در طول دوره 12.9 روز تغییر می‌کند، بنابراین این یک فرصت خیلی خوب برای یک رصد‌گر می‌تواند باشد تا محسور این ستاره شود، هنگامیکه به طور قابل ملاحظه‌ای به بیشینه روشنایی خود در هر شب می‌رسد.

درخشندگی بتا-شلیاق را می‌توان با مقایسه آن با پنج ستاره دیگر صورت فلکی شلیاق تخمین زد. در درخشانترین حالت، بتا-شلیاق همتای ستاره نزدیک گاما شلیاق می‌شود. اما در کم نور‌ترین حالت درخشندگی خود، بتا-شلیاق از ستاره‌های رأس صورت فلکی شلیاق کم نور‌تر می‌شود.

منابع:
AAVSO: Beta Lyrae, Summer 2005 Variable Star of the Season
Skyandtelescope: Beta Lyrae, Tony Flanders, 2008
Variable Star Classification and Light Curves Manual 2.1