Променлива ѕвезда од типот на RR Лира

Од Википедија — слободната енциклопедија
RR Lyr-променливите се сместени во дадено подрачје на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм на боја наспроти сјајност.

Променлива ѕвезда од типот на RR Лира (RR Lyr-променлива) — вид периодични променливи ѕвезди често присутни во збиени ѕвездени јата. Се користат како стандардни свеќи за мерење на галактички растојанија според утврдената скала. Оваа класа е наречена според нејзиниот прототипен и најсјаен член RR Лира (RR Lyr).

Ова се пулсирачки ѕвезди од хоризонталната гранка од спектрална класа A или F, со половина маса од Сончевата. Се смета дека ослободувале маса во фазата во гранка на црвени џинови, и некогаш имале околу 0,8 сончеви маси.

Во современата астрономија, односот период-сјајност ги прави добри стандардни свеќи за релативно блиски цели на мерење, особено во рамките на Млечниот Пат и Месната Група. Често се разгледуваат и при проучувањето на збиени јата и хемијата (и квантната механика) на постарите ѕвезди.

Откривање и распознавање[уреди | уреди извор]

ХР-дијаграм за збиеното јато M5. Хоризонталната гранка е обележана со жолто, а познатите RR Lyr-ѕвезди се со зелено.

Овие променливи од „јатен тип“ почнале да зачестуваат во прегледите на збиени јата, особено во работата на Е. Ч. Пикеринг. Веројатно првата ѕвезда од убедливо RR Lyr-тип пронајдена вон јато е U Зајак, откриена од Ј. Каптајн во 1890 г. Прототипната ѕвезда RR Лира е откриена некаде пред 1899 г. од Вилијамина Флеминг, и претставена од Пикеринг во 1900 г. како „неразличива од другите променливи од јатен тип“.[1]

Од 1915 г. до 1930-тите, RR Lyr-променливите постепено биле прифатени како своја класа на ѕвезди, различна од класичните кефеиди, што е заклучено поради покусите периоди, поинаквите местоположби во галаксијата и хемиските разлики. RR Lyr-променливите се ѕвезди од II население сиромашни со метали.[1]

RR Lyr-променливите се тешки за набљудување кога се во надворешни гааксии поради слабиот сјај. (Впрочем, неуспехот на Валтер Баде да ги пронајде во галаксијата Андромеда го довел на мислење дека галаксијата е многу подалеку од предвиденото, да го преиспита баждарењето на кефеидите, и да го предложи концептот за ѕвездени населенија.[1]) Служејќи се со телескопот „Канада-Франција-Хаваи“ Причер и ван ден Берг во 1980-тите ги пронашле RR Lyr-променливите во галактичкиот ореол на Андромеда[2] а, во поново време, и во нејзините збиени јата.[3]

Класификација[уреди | уреди извор]

RR Lyr-ѕвездите се делат на три типа[1] следејќи ја класификацијата на С. И. Бејли според обликот на нивните светлински криви:

  • RRab — најчести, сочинувајќи 91 % од сите заблежани RR Lyr-ѕвезди и покажуваат нагли искачувања во сјајноста типични за RR Lyr-ѕвездите
  • RRc — поретки, сочинувајќи 9 % од забележаните RR Lyr-ѕвезди: имаат покуси периоди и посинусоидни промени
  • RRd — рекки, сочинувајќи помеѓу <1 % и 30 %[4] од RR Lyr-ѕвездите во еден систем; овие се двоначински пулсирачи, за разлика од претходните два типа

Застапеност[уреди | уреди извор]

Променливи ѕвезди од типот на RR Лира блиску галактичкото средиште. Сликано од прегледот VVV на ESO.

RR Lyr-ѕвездите порано се нарекувале „јатни променливи“ поради нивната значајна (но не исклучива) поврзаност со збиени јата; така, преку 80 % од променливите во збиени јата се RR Lyr-променливи.[5] RR Lyr-ѕвездите се среќаваат на сите галактички ширини, наспроти класичните кефеиди, кои се потесно поврзани со галактичката рамнина.

Поради нивната напредната старост, RR Lyr-променливите често се користат во следењето на извесни населенија во Млечниот Пат, вклучувајќи го ореолот и дебелиот диск.[6]

RR Lyr-променливите се неколкукратно побројни од сите кефеиди заедно; во 1980-тите се знаело за 1.900 вакви ѕвезди во збиените јата. Според некои проценки, во Млечниот Пат ги има 85.000.[1]

Иако двојните системи се чести за типични ѕвезди, RR Lyr-ѕвездите ретко се среќаваат во парови.[7]

Својства[уреди | уреди извор]

RR Lyr-ѕвездите пулсираат на начин сличен на кефеидите, но имаат мошне различен карактер и минато. Како сите променливи во кефеидскиот појас на нестабилност, пулсирањата се предизвикани од κ-механизам, кога непробојноста на јонизираниот хелиум се колеба заедно со температурните колебања.

RR Lyr-променливите се стари и релативно нискомасени ѕвезди од II население, што им е заедничко со променливите од типот на W Vir и BL Her — кефеиди од типот II. Класичните кефеиди се ѕвезди од I население со повисока маса. RR Lyr-променливите се многу почести од кефеидите, но со многу послаба сјајност. Просечната апсолутна величина на една RR Lyr-ѕвезда изнесува околу +0,75, што ги прави само 40 до 50 пати посјајни од нашето Сонце.[8] Имаат пократок период, обично помалку од еден ден, а некои и по неколку часа. Некои RRab-ѕвезди, вклучувајќи ја самата RR Лира, го покажуваат Блажковиот ефект, каде јасно се забележуваат модулации во фазата и замавот.[9]

Односи помеѓу периодот и сјајноста[уреди | уреди извор]

Типична светлинска крива на RR Лира.

За разлика од кефеидите, RR Lyr-променливите не следат строг сооднос помеѓу периодот и сјајноста на видливи бранови должини, туку само во инфрацрвениот K-појас.[10] Обично се анализираат според осносот период-боја, на пр. користејќи функција на присуство („везенхајт“). Со тоа, тие служат како стандардни свеќи мерење на растојанија, иако се јавуваат потешкотии како последица од металичноста, слабиот сјај и прелевањето во околината. Ефектот на прелевање може да ги засегне RR Lyr-променливите што се гледаат близу јадрата на збиените јата, кои се толку густи што повеќе ѕвезди при мала разделност делуваат како едно тело со преголема (и лажна) сјајност. Ова дава грешни пресметки на растојанијата, па затоа некои стручњаци велат дека овој ефект може да внесе систематска несигурност во скалата на вселенски растојанија, и може да даде крива слика за проценетата старост на вселената и Хабловата константа.[11][12][13]

Понови откритија[уреди | уреди извор]

Вселенскиот телескоп „Хабл“ забележал неколку кандидати за RR Lyr-променливи во збиените јата на галаксијата Андромеда[3] и го измерил растојанието до прототипната RR Лира.[14]

Со вселенскиот телескоп „Кеплер“ е направено уточнето фотометриско покривање на едно поле во редовни интервали низ подолг временски период. Во Кеплеровото поле се познати 37 RR Lyr-променливи, заедно со самата RR Лира, а утврдени се и нови појави како удвојување на периодот.[15]

Мисијата „Гаја“ ги утврдила положбите на 140.784 RR Lyr-променливи, од кои 50.220 претходно не се сметале за променливи; за 54.272 од нив се добиени проценки за меѓуѕвезденото впивање.[16]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Smith, Horace A. (2004). RR Lyrae Stars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-54817-5.
  2. ↑ Pritchet, Christopher J.; Van Den Bergh, Sidney (1987). „Observations of RR Lyr-ѕвезди in the halo of M31“. Astrophysical Journal. 316: 517. Bibcode:1987ApJ...316..517P. doi:10.1086/165223.
  3. ↑ 3,0 3,1 Clementini, G.; Federici, L.; Corsi, C.; Cacciari, C.; Bellazzini, M.; Smith, H. A. (2001). „RR Lyrae Variables in the Globular Clusters of M31: A First Detection of Likely Candidates“. The Astrophysical Journal. 559 (2): L109. arXiv:astro-ph/0108418. Bibcode:2001ApJ...559L.109C. doi:10.1086/323973.
  4. ↑ Christensen-Dalsgaard, J.; Balona, L. A.; Garrido, R.; Suárez, J.C. (Oct 20, 2012). „Stellar Pulsations: Impact of New Instrumentation and New Insights“. Astrophysics and Space Science Proceedings. ISBN 978-3-642-29630-7.
  5. ↑ Clement, Christine M.; Muzzin, Adam; Dufton, Quentin; Ponnampalam, Thivya; Wang, John; Burford, Jay; Richardson, Alan; Rosebery, Tara; Rowe, Jason; Hogg, Helen Sawyer (2001). „Variable Stars in Galactic Globular Clusters“. The Astronomical Journal. 122 (5): 2587–2599. arXiv:astro-ph/0108024. Bibcode:2001AJ....122.2587C. doi:10.1086/323719.
  6. ↑ Vozyakova, O. V.; Sefako, R.; Rastorguev, A. S.; Kravtsov, V. V.; Kniazev, A. Y.; Berdnikov, L. N.; Dambis, A. K. (2013-11-11). „RR Lyrae variables: visual and infrared luminosities, intrinsic colours and kinematics“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 435 (4): 3206–3220. arXiv:1308.4727. doi:10.1093/mnras/stt1514. ISSN 0035-8711.
  7. ↑ Hajdu, G.; Catelan, M.; Jurcsik, J.; Dékány, I.; Drake, A.J.; Marquette, B. (2015). „New RR Lyrae variables in binary systems“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 449 (1): L113–L117. arXiv:1502.01318. Bibcode:2015MNRAS.449L.113H. doi:10.1093/mnrasl/slv024.
  8. ↑ Layden, A. C.; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. (August 1996). „The Absolute Magnitude and Kinematics of RR Lyrae Stars via Statistical Parallax“. Astron. J. 112: 2110–2131. arXiv:astro-ph/9608108. Bibcode:1996AJ....112.2110L. doi:10.1086/118167.
  9. ↑ Szabó, R.; Kolláth, Z.; Molnár, L.; Kolenberg, K.; Kurtz, D. W.; Bryson, S. T.; Benkő, J. M.; Christensen-Dalsgaard, J.; Kjeldsen, H.; Borucki, W. J.; Koch, D.; Twicken, J. D.; Chadid, M.; Di Criscienzo, M.; Jeon, Y.-B.; Moskalik, P.; Nemec, J. M.; Nuspl, J. (2010). „Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 409 (3): 1244. arXiv:1007.3404. Bibcode:2010MNRAS.409.1244S. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17386.x.
  10. ↑ Catelan, M.; Pritzl, Barton J.; Smith, Horace A. (2004). „The RR Lyrae Period-Luminosity Relation. I. Theoretical Calibration“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 154 (2): 633. arXiv:astro-ph/0406067. Bibcode:2004ApJS..154..633C. doi:10.1086/422916.
  11. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W.; Lane, D. (2012). „The Impact of Contaminated RR Lyrae/Globular Cluster Photometry on the Distance Scale“. The Astrophysical Journal Letters. 752 (1): L10. arXiv:1205.0255. Bibcode:2012ApJ...752L..10M. doi:10.1088/2041-8205/752/1/L10.
  12. ↑ Lee, Jae-Woo; López-Morales, Mercedes; Hong, Kyeongsoo; Kang, Young-Woon; Pohl, Brian L.; Walker, Alistair (2014). „Toward a Better Understanding of the Distance Scale from RR Lyrae Variable Stars: A Case Study for the Inner Halo Globular Cluster NGC 6723“. The Astrophysical Journal Supplement. 210 (1): 6. arXiv:1311.2054. Bibcode:2014ApJS..210....6L. doi:10.1088/0067-0049/210/1/6.
  13. ↑ Neeley, J. R.; Marengo, M.; Bono, G.; Braga, V. F.; Dall'Ora, M.; Stetson, P. B.; Buonanno, R.; Ferraro, I.; Freedman, W. L.; Iannicola, G.; Madore, B. F.; Matsunaga, N.; Monson, A.; Persson, S. E.; Scowcroft, V.; Seibert, M. (2015). „On the Distance of the Globular Cluster M4 (NGC 6121) Using RR Lyrae Stars. II. Mid-infrared Period-luminosity Relations“. The Astrophysical Journal. 808 (1): 11. arXiv:1505.07858. Bibcode:2015ApJ...808...11N. doi:10.1088/0004-637X/808/1/11.
  14. ↑ Benedict, G. Fritz; и др. (January 2002). „Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator RR Lyrae“. The Astronomical Journal. 123 (1): 473–484. arXiv:astro-ph/0110271. Bibcode:2002AJ....123..473B. doi:10.1086/338087.
  15. ↑ Kinemuchi, Karen (2011). „RR Lyrae Research with the Kepler Mission“. RR Lyrae Stars. 5: 74. arXiv:1107.0297. Bibcode:2011rrls.conf...74K.
  16. ↑ Riello, M.; Evans, D. W.; Szabados, L.; Sarro, L. M.; Regibo, S.; Ridder, J. De; Eyer, L.; Lecoeur-Taibi, I.; Mowlavi, N. (2019-02-01). „Gaia Data Release 2 - Specific characterisation and validation of all-sky Cepheids and RR Lyrae stars“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 622: A60. arXiv:1805.02079. Bibcode:2019A&A...622A..60C. doi:10.1051/0004-6361/201833374. ISSN 0004-6361.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Пулсирачки
Кефеиди и
кефеидни
Сино-бели со
зачеточен спектар
Долгопериодични
Други
Избувни
Протоѕвезда и ПГН
Џинови и
суперџинови
Избувна двојна ѕвезда
Други
Катаклизмични
Вртечки
Несферни
Ѕвездени дамки
Магнетни полиња
Еклиптички
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Променлива_ѕвезда_од_типот_на_RR_Лира&oldid=4819024“