Μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας

Οι  RR Λύρας (RR Lyrae) είναι περιοδικά μεταβλητοί αστέρες , που απαντώνται συνήθως σε σφαιρωτά σμήνη. Χρησιμοποιούνται ως πρότυπα κεριά για τη μέτρηση γαλαξιακών αποστάσεων, ως μέρος της κοσμικής κλίμακας απόστασης. Αυτή η τάξη μεταβλητού αστέρα ονομάστηκε έτσι εξαιτίας του ομώνυμου και πιο φωτεινού από όλους αστέρα (RR Λύρας). 

Οι RR Λύρας είναι παλλόμενοι  στον οριζόντιο κλάδο ηλικιωμένοι αστέρες φασματικής κατηγορίας Α ή F, με μάζαγύρω στο το ήμισυ του Ήλιου. Θεωρείται ότι έχουν  χάσει μάζα σε προγενέστερο χρόνο, όταν ήταν στη διαδικασία ερυθρών γιγάντων και κατά συνέπεια ήταν κάποτε αστέρες με παρόμοια ή ελαφρώς μικρότερη μάζα από τον Ήλιο, περίπου 0,8 ηλιακές μάζες.

Η περίοδος παλμών και το απόλυτο μέγεθος των μεταβλητών αστέρων RR Λύρας, τους καθιστούν καλά πρότυπα κεριά για σχετικά κοντινούς στόχους, ειδικά στο πλαίσιο του Γαλαξία και της τοπικής ομάδας. Πέρα από τον Γαλαξία, είναι δύσκολο να εντοπιστούν λόγω της χαμηλής φωτεινότητάς τους.  Χρησιμοποιούνται εκτενώς σε μελέτες σφαιρωτών σμηνών και για τη μελέτη χημικών ιδιοτήτων παλαιότερων αστέρων. 

 Ανακάλυψη και αναγνώριση 
αριστερά|μικρογραφία| H-R διάγραμμα για το σφαιρωτό σμήνος M5 , με τον οριζόντιο κλάδο σημειωμένο σε κίτρινο και τους γνωστούς RR Λύρας αστέρες σε πράσινο χρώμα 
Σε έρευνες για σφαιρωτά σμήνη, αυτές οι μεταβλητές «τύπου συστάδας» ταυτοποιήθηκαν ραγδαία στα μέσα της δεκαετίας του 1890, ιδιαίτερα από τον EC Pickering . 

Πιθανώς ο πρώτος αστέρας τύπου RR Λύρας που βρέθηκε έξω από ένα σμήνος ήταν ο U Leporis , ο οποίος ανακαλύφθηκε από τον Καπτέιν το 1890. 

Ο πρότυπος αστέρας RR Λύρας (RR Lyrae) ανακαλύφθηκε πριν από το 1899 από τη Βιλαμίνα Φλέμινγκ (Williamina Fleming) και αναφέρθηκε από τον Pickering το 1900 ως: «δεν διακρίνεται από μεταβλητούς αστέρες τύπου συστάδας». 

Από το 1915 έως και τη δεκαετία του 1930, οι RR Λύρας γίνονταν ολοένα και περισσότερο αποδεκτοί ως μια κατηγορία αστέρων διαφορετική από τους Κηφείδες, λόγω των μικρότερων περιόδων τους, των διαφορετικών θέσεων εντός του γαλαξία και των χημικών διαφορών.  Οι μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας είναι, φτωχοί σε μέταλλα, αστέρες του πληθυσμού II.  

Οι RR Λύρας έχουν αποδειχθεί δύσκολο να παρατηρηθούν σε εξωτερικούς γαλαξίες λόγω της εγγενούς αμυδρότητάς τους. Στην πραγματικότητα η αποτυχία του Βάλτερ Μπάαντε να τους εντοπίσει στον γαλαξία της Ανδρομέδας τον οδήγησε να υποθέσει ότι ο γαλαξίας ήταν πολύ πιο μακριά από ό, τι είχε προβλεφθεί, να επανεξετάσει τη βαθμονόμηση των Κηφείδων, και να προτείνει την έννοια των αστρικών πληθυσμών. Χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο Καναδά-Γαλλίας-Χαβάης τη δεκαετία του 1980, οι Pritchet & van den Bergh βρήκαν μεταβλητούς RR Λύρας στη γαλαξιακή άλω της Ανδρομέδας  και, πιο πρόσφατα, σε σφαιρωτά σμήνη .  

 Ταξινόμηση 
Οι αστέρες RR Λύρας χωρίζονται κατά κανόνα σε τρεις κύριους τύπους  Smith, Horace Α., RR Lyrae Stars , Cambridge (2004)  μετά την κατάταξη από τον SI Bailey με βάση το σχήμα των καμπύλων φωτεινότητας των αστέρων: 

 Οι RRab είναι οι πιο συχνοί, αποτελώντας το 91% όλων των παρατηρούμενων RR Lyrae, και εμφανίζουν τις απότομες αυξήσεις της φωτεινότητας τυπικές των RR Λύρας 
 Οι RRc είναι λιγότερο συνηθισμένοι, αποτελώντας το 9% των παρατηρούμενων RR Lyrae, και έχουν βραχύτερες περιόδους και πιο ημιτονοειδή διακύμανση 
 Οι RRd είναι σπάνιοι, που αποτελούν μεταξύ <1% και 30%  RR Lyrae σε ένα σύστημα και είναι παλμογράφοι διπλής λειτουργίας, σε αντίθεση με τους RRab και RRc 

 Κατανομή 
Οι αστέρες RR Λύρας ονομάζονταν παλαιότερα «μεταβλητές σμήνους» εξαιτίας της ισχυρής τους (αλλά όχι αποκλειστικής) συσχέτισης με τα σφαιρωτά σμήνη. Αντιστρόφως, πάνω από το 80% όλων των μεταβλητών αστέρων που είναι γνωστά στα σφαιρωτά σμήνη είναι οι RR Lyraes.   Τα άστρα RR Λύρας βρίσκονται σε όλα τα γαλαξιακά γεωγραφικά πλάτη, σε αντίθεση με τους Κηφείδες, οι οποίοι συνδέονται στενά με το γαλαξιακό επίπεδο. 

Αρκετές φορές είναι γνωστό ότι πολλοί  RR είναι όλοι οι Κηφείδες συνδυασμένοι. Στη δεκαετία του 1980, περίπου 1900 ήταν γνωστοί σε σφαιρωτά σμήνη.  Ορισμένες εκτιμήσεις τους υπολογίζουν περίπου στους 85000 στον Γαλαξία.  

Αν και τα δυαδικά συστήματα αστέρων είναι κοινά για τους τυπικούς αστέρες, οι RR Λύρας σπάνια παρατηρούνται σε ζεύγη.  

 Ιδιότητες 
Οι αστέρες RR Λύρας πάλλονται με τρόπο παρόμοιο με τους Κηφείδες, αλλά η φύση και το ιστορικό αυτών των αστέρων πιστεύεται ότι είναι μάλλον διαφορετικές.  Όπως όλοι οι μεταβλητοί αστέρες στην ζώνη αστάθειας , οι παλμοί προκαλούνται από τον μηχανισμό κ , όταν η αδιαφάνεια του ιονισμένου ηλίου ποικίλλει ανάλογα με τη θερμοκρασία του. 

Οι RR Λύρας είναι παλιοί, σχετικά χαμηλής μάζας, αστέρες του πληθυσμού ΙΙ , κοινοί  με τους μεταβλητούς W Virginis και BL Herculis, Κηφείδες τύπου II. Οι κλασικοί Κηφείδες είναι μεγαλύτερης μάζας αστέρες πληθυσμού I. Οι RR Λύρας μεταβλητοί είναι πολύ πιο συχνοί από τους Κηφείδες, αλλά και πολύ λιγότερο φωτεινοί. Το μέσο απόλυτο μέγεθος ενός αστέρα RR Λύρας είναι περίπου +0,75, δηλαδή μόνο 40 ή 50 φορές φωτεινότερο από τον Ήλιο.  Η περίοδος είναι μικρότερη, συνήθως λιγότερο από μία ημέρα, μερικές φορές φτάνει και τις επτά ώρες.  Ορισμένοι αστέρες RRab, συμπεριλαμβανομένου του ίδιου του RR Lyrae, επιδεικνύουν το φαινόμενο Blazhko, στο οποίο υπάρχει μια εμφανής διαμόρφωση φάσης και εύρους.  

 Συνθήκες περιόδου φωτεινότητας 
Σε αντίθεση με τους Κηφείδες, οι μεταβλητοί RR Λύρας δεν ακολουθούν μια αυστηρή σχέση περιόδου φωτεινότητας σε οπτικά μήκη κύματος, αν και το κάνουν στην υπέρυθρη ζώνη Κ .   Συνήθως αναλύονται χρησιμοποιώντας μια σχέση περιόδου-χρώματος, για παράδειγμα χρησιμοποιώντας μια συνάρτηση Wesenheit.  Με αυτόν τον τρόπο, μπορούν να χρησιμοποιηθούν ως πρότυπα κεριά για μετρήσεις απόστασης αν και υπάρχουν δυσκολίες με τις επιπτώσεις της μεταλλικότητας, της αμυδρότητας και της ανάμειξης.  Η επίδραση της ανάμειξης μπορεί να επηρεάσει τους RR Λύρας που λαμβάνονται δειγματοληπτικά κοντά στους πυρήνες των σφαιρωτών σμηνών, οι οποίοι είναι τόσο πυκνοί ώστε σε παρατηρήσεις χαμηλής ανάλυσης πολλαπλοί αστέρες μπορεί να εμφανιστούν ως ένας μόνο στόχος.  Έτσι η φωτεινότητα που μετράται για αυτό το φαινομενικά μονό αστέρι (π.χ. ένας RR Λύρας) είναι λανθασμένα πολύ φωτεινή, δεδομένου ότι πολλοί αστέρες συνέβαλαν στη φωτεινότητα που καθορίστηκε.  Συνεπώς, η υπολογιζόμενη απόσταση είναι λανθασμένη και ορισμένοι ερευνητές υποστήριξαν ότι το φαινόμενο ανάμειξης μπορεί να εισαγάγει μια συστηματική αβεβαιότητα στη κλίμακα κοσμικής απόστασης και μπορεί να αποδεχθεί ένα συστηματικό σφάλμα στην εκτιμώμενη ηλικία του σύμπαντος και της σταθεράς του Hubble .    

 Πρόσφατες εξελίξεις 
Το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble έχει εντοπίσει αρκετούς υποψήφιους αστέρες RR Λύρας σε σφαιρωτά σμήνη του γαλαξία της Ανδρομέδας  και έχει μετρήσει την απόσταση από τον πρότυπο αστέρα RR Lyrae.  

Το διαστημικό τηλεσκόπιο Kepler έδωσε εκτεταμένη κάλυψη ενός μόνο πεδίου με ακριβή φωτομετρικά δεδομένα. Ο πρότυπος ομώνυμος αστέρας RR Lyrae ήταν στην οπτική γωνία του Kepler. 

Η αποστολή με τον δορυφόρο Γαία (Gaia) χαρτογράφησε 140.784 αστέρια RR Lyrae, εκ των οποίων τα 50.220 δεν ήταν προηγουμένως γνωστό ότι είναι μεταβλητά και για τα οποία είναι διαθέσιμες 54.272 εκτιμήσεις διαστρικής απορρόφησης.

Η Έρευνα Pan-STARRS 1 3π εντόπισε ~45.000 αστέρια RR Lyrae, που αντιπροσωπεύουν το ευρύτερο (καλύπτοντας τα 3/4 του ουρανού) και βαθύτερο (φτάνοντας έως και 120 kpc) δείγμα αστέρων RR Lyrae μέχρι σήμερα. Το 2017, οι Sesar et al. χρησιμοποίησαν αυτά τα αστέρια για να αναπτύξουν μια νέα τεχνική προσαρμογής προτύπων, επιτυγχάνοντας εξαιρετικά ακριβείς εκτιμήσεις περιόδου με ακρίβεια καλύτερη από 2 δευτερόλεπτα σε πάνω από το 80% αυτών των αστεριών.

Η Έρευνα Σκοτεινής Ενέργειας (Dark Energy Survey, DES) χρησιμοποιήθηκε για τον εντοπισμό ~ 6.000 υποψηφίων RR Lyrae στο νότιο ουρανό, ~ 31% των οποίων δεν έχουν ανακαλυφθεί προηγουμένως. Η έρευνα βελτίωσε επίσης τις σχέσεις περιόδου-φωτεινότητας, προωθώντας τις μετρήσεις απόστασης και τις μελέτες της γαλαξιακής δομής.

Το 2024, ο Yuting Feng και η ομάδα του χρησιμοποίησαν την έρευνα Next Generation Virgo Cluster Survey για να εντοπίσει 180 αχνά υποψήφια RR Lyrae (~21 mag) σε γαλακτοκεντρικές αποστάσεις ~20–300 kpc, με ~100 να μην έχουν προηγουμένως καταχωρηθεί στο PanSTARRS1 (PS1). Η μελέτη εφάρμοσε εμπειρικές τεχνικές προσαρμογής παλμών, που αναπτύχθηκαν αρχικά για το Sloan Digital Sky Survey (SDSS), για την ανάλυση αυτών των υποψηφίων.

Οι παλμικές παράμετροι RR Lyrae από το Dark Energy Survey (DES), το Pan-STARRS 1 (PS1) και το Next Generation Virgo Cluster Survey επικυρώθηκαν και βελτιώθηκαν χρησιμοποιώντας τη στρατηγική έρευνα Hyper Suprime-Cam Subaru. Ο φασματογράφος ESI του Αστεροσκοπείου Κεκ χρησιμοποιήθηκε επίσης για την ανάλυση φασμάτων μακρινών υποψηφίων φωτοστέφανου RR Lyrae του Γαλαξία μας για τον εντοπισμό μολυσματικών ουσιών κβάζαρ υποβάθρου σε προαναφερθείσες έρευνες.

 Παραπομπές 

 Εξωτερικοί σύνδεσμοι 

 APOD M3: Αδιάκοπο σύμπλεγμα αστέρων   κινούμενη κίνηση των μεταβλητών RR Lyrae σε σφαιρικό σμήνος M3 τεσσάρων καρέ 
 Κίνηση μεταβλητών RR Lyrae σε σφαιρικό σμήνος M15  
 Κινούμενο με τα μεταβλητά αστέρια RR Lyrae στην κεντρική περιοχή του σφαιρικού σμήνους M15 
 RR Lyrae αστέρια 
 AAVSO Μεταβλητό Αστέρι της Εποχής - RR Lyrae 
 OGLE Άτλας μεταβλητών καμπυλών αστεριών - RR Stars Lyrae

RR Λυρας