Променлива ѕвезда од типот на RR Лира

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.
1 Откривање и распознавање
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“.
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.
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.) 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 а, во поново време, и во нејзините збиени јата.
2 Класификација
RR Lyr-ѕвездите се делат на три типа 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 % од RR Lyr-ѕвездите во еден систем; овие се двоначински пулсирачи, за разлика од претходните два типа
3 Застапеност
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. 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.
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.
Иако двојните системи се чести за типични ѕвезди, RR Lyr-ѕвездите ретко се среќаваат во парови.
4 Својства
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. Имаат пократок период, обично помалку од еден ден, а некои и по неколку часа. Некои RRab-ѕвезди, вклучувајќи ја самата RR Лира, го покажуваат Блашковиот ефект, каде јасно се забележуваат модулации во фазата и замавот.
5 Односи помеѓу периодот и сјајноста
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. 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.
6 Понови откритија
Вселенскиот телескоп „Хабл“ забележал неколку кандидати за RR Lyr-променливи во збиените јата на галаксијата Андромеда и го измерил растојанието до прототипната RR Лира.
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.
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.