Variabel af typen RR Lyrae

Variabler af typen RR Lyra  er en klasse af pulserende variable stjerner , hvis prototype var stjernen RR Lyra . Sådanne stjerner er ret gamle og har lav masse og findes hovedsageligt i kuglehobe . Lysstyrkerne for alle RR Lyrae-stjerner er næsten de samme, så de bruges som standardlys [1] .

Studiehistorie

RR Lyrae-variabler blev først opdaget af Solon Irving Bailey i 1895, mens han studerede den kugleformede stjernehob Omega Centauri . I løbet af de næste 20 år opdagede og studerede han mange variable stjerner i kuglehobe, introducerede deres klassificering baseret på formen af ​​deres lyskurver , som stadig bruges i dag med nogle modifikationer [2] [3] .

I 1899 opdagede Williamina Fleming selve stjernen RR Lyra , som blev prototypen på denne klasse, og opdagede i 1901 dens variabilitet [2] [4] .

I begyndelsen af ​​det 20. århundrede opdagede Sergei Blazhko , at formen på lyskurven og amplituden af ​​lysstyrken ændrer sig i stjernerne XZ Cygnus og RW Draco . Dette fænomen kaldes Blazhko-effekten [2] .

Alternative titler

RR Lyrae-variabler forekommer i stort antal i kuglehobe, hvorfor de tidligere blev kaldt kuglehobevariable. Tidligere var navnet "kortperiode Cepheider" også almindeligt på grund af ligheden mellem deres lyskurver og Cepheidlyskurver : begge klasser af stjerner viser en hurtig stigning i lysstyrke og et langsommere henfald. Dette navn tager dog ikke højde for de alvorlige fysiske forskelle mellem stjernerne og bruges derfor ikke. Endelig kendes endnu et forældet navn: "antalgoli". Her mener vi også lyskurvens form: formørkende stjerner , især Algol , har det meste af tiden maksimal lysstyrke, og en lille del af tiden mindst, mens RR Lyrae-stjerner er det modsatte [1] [2 ] .

Karakteristika

RR Lyrae-variabler er giganter af spektralklasse A, der ligger på den vandrette gren af ​​Hertzsprung-Russell-diagrammet . Lysstyrkerne af sådanne stjerner adskiller sig lidt, de er omkring 40 L ⊙ ( absolutte stjernestørrelser  er normalt 0,4-0,8 m ) og afhænger hovedsageligt af metallicitet [2] [5] :

Derfor bruges variabler af typen RR Lira som standardlys . Masserne af RR Lyrae-variabler er omkring 0,7 M ⊙ . Med en sådan masse skyldes den høje lysstyrke, at disse stjerner er i de senere stadier af udviklingen: sådanne stjerner er over 12 milliarder år gamle. Det er således gamle stjerner, der tilhører population II , der indeholder få tunge grundstoffer og er placeret i Galaksens sfæriske delsystem . Sådanne stjerner findes i kuglehobe , men ikke i åbne hobe , da sidstnævnte henfalder meget hurtigere, mens de praktisk talt aldrig findes i dobbeltstjerner. Da variable stjerner som udgangspunkt ikke er markeret på Hertzsprung-Russell-diagrammet, danner RR Lyrae-stjerner det såkaldte Schwarzschild-gab [1] [2] [5] [6] [7] [8] .

Pulseringsperioderne for sådanne stjerner er 0,2-1,2 dage, og amplituderne af lysstyrkeændringer er op til 2 m . Lyskurverne er karakteriseret ved en hurtig stigning i lysstyrken og et langsomt henfald. Som med cepheider falder lysstyrkens maksimum sammen med temperaturmaksimumet [1] [5] . Derudover udviser nogle RR Lyrae-variabler Blazhko-effekten : en periodisk ændring i formen af ​​lyskurven og dens amplitude. Perioden for sådanne ændringer er normalt to størrelsesordener større end perioden for stjernens pulsationer, og de er tilsyneladende forårsaget af pulseringer af stjernens magnetfelt . Blazhko-effekten er tilsyneladende ikke forbundet med evolutionære ændringer - ifølge beregninger skulle ændringen i variabilitetsperioden som følge af evolution være omkring 0,1 dage pr. million år [2] .

Et andet træk ved RR Lyrae-variabler er, at når man estimerer spektraltypen for forskellige linjer, opnås forskellige resultater. For at kvantificere denne forskel bruges det såkaldte Preston-indeks [2] :

dvs. forskellen mellem spektraltypen bestemt ud fra linjerne af ioniseret calcium og linjerne af brint tages og ganges med 10. For eksempel, hvis brintspektraltypen er A8, og calcium-en er A5, så . Preston-indekset for forskellige stjerner i denne klasse varierer normalt fra 0 til 10; derfor kan forskellen nå en hel spektralklasse. Det viste sig, at dette indeks til gengæld er relateret til mængden af ​​tunge grundstoffer i stjernen - metalliciteten af ​​sådanne variable varierer fra næsten sol til mindre end sol med tre størrelsesordener [2] [5] .

Klassifikation

I General Catalogue of Variable Stars er RR Lyrae-variabler opdelt i to typer [2] [3] :

• RRAB  er variable med en asymmetrisk lyskurve (stejlere stigende gren), perioder fra 0,3 til 1,2 dage og amplituder fra 0,5 m til 2 m (et eksempel er Lyras RR ). Til at begynde med introducerede Bailey to klasser: RRa og RRb, som adskilte sig i stejlheden af ​​den stigende gren, men senere viste det sig, at der ikke var nogen klar linje mellem dem, og de blev kombineret.
• RRC  er variabler med mere symmetriske, svarende til sinusformede, lyskurver og perioder fra 0,2 til 0,4 dage og amplituder, der ikke overstiger 0,5 m (et eksempel er SX UMa ). I den moderne teori om stjernepulsationer antages det, at i modsætning til RRab-undertypen (pulserende i grundtonen), pulserer RRc-undertypens stjerner i overtonen .

Fænomenets fysik

Pulsationsmekanisme

Normalt er stjerner i termodynamisk ligevægt , det vil sige, at det indre gastryk i stjernen og dens egen vægt er afbalanceret. Hvis den forstyrres, f.eks. udvider eller trækker en stjerne sig sammen, har den en tendens til at vende tilbage til en tilstand af ligevægt, og svingninger begynder i den. Perioden for sådanne oscillationer er relateret til stjernens tæthed som følger [7] [9] :

hvor  er gravitationskonstanten . For eksempel for Solen, som har en gennemsnitlig tæthed på 1,4 g/cm3 , vil perioden være lidt mindre end en time [9] .

Hvis en almindelig stjerne af en eller anden grund mister balancen, vil den begynde at svinge, men disse svingninger vil hurtigt dø ud. Observationer af pulserende variable viser, at deres svingninger ikke henfalder, hvilket betyder, at de skal have en form for energikilde. I 1917 foreslog Arthur Eddington en mekanisme, som nu er almindeligt accepteret, og som kaldes "kappa-mekanismen" eller "Eddington-ventilen" [9] [10] .

Selve mekanismen er som følger: i pulserende variable er der et lag af ioniseret helium med en tykkelse på 1-2% af stjernens radius. He III (dobbelt ioniseret helium) er mindre transparent end He II (enkelt ioniseret helium), og jo højere temperatur, jo mere helium bliver dobbelt ioniseret. På grund af dette bliver heliumlaget mindre gennemsigtigt, det begynder at fange energi og samtidig varmes op, hvilket får stjernen til at udvide sig. Ved ekspansion falder temperaturen af ​​heliumlaget igen, delvis rekombination af He III sker og dets transformation til He II, og det bliver mere gennemsigtigt, idet strålingsenergi sendes ind i de ydre lag. På grund af dette falder trykket i stjernens indre lag, under påvirkning af tyngdekraften trækker stjernen sig sammen igen, og processen gentages [9] .

Derudover er kappa-pulsationsmekanismen ikke mulig for alle stjerner. Kun stjerner med bestemte temperaturer kan pulsere, og sådanne stjerner danner et ustabilitetsbånd på Hertzsprung-Russell-diagrammet [9] .

Evolutionær fase af RR Lyrae stjerner

På det længste stadie af en stjernes liv - hovedsekvensen  - brænder stjerner brint i kernen, men på et tidspunkt slutter det. Stjernen går ned fra hovedsekvensen, går gennem stadiet af en subgigant og en rød kæmpe , hvorefter der opstår et heliumglimt i stjerner med en masse mindre end 2,5-3 M ⊙  - en eksplosiv start på reaktioner, der involverer helium , og stjernen passerer til den såkaldte vandrette gren [7] [11] .

Stjernerne i den vandrette gren har næsten samme lysstyrke, men forskellige overfladetemperaturer. På Hertzsprung-Russell-diagrammet passerer en ustabilitetsstrimmel gennem den vandrette gren, og der er ingen stjerner med konstant lysstyrke ved deres skæringspunkt - dette område kaldes " Schwarzschild-gabet ". Variabler af typen RR Lyrae befinder sig netop i dette mellemrum, og for at falde ned i det umiddelbart efter et heliumglimt eller efter noget tid, skal stjernerne have en vis begyndelsesmasse - 0,8-0,9 M ⊙ , da der i løbet af evolution mister en sådan stjerne 0,1-0,2 M ⊙  — og en vis alder, da en stjernes levetid direkte afhænger af dens masse [2] [7] [12] .

Forholdet mellem parametre for kugleklynger og RR Lyrae-variabler

Ikke alle kuglehobe er lige rige på RR Lyrae-variabler: for eksempel er der praktisk talt ingen sådanne variable i M 13 -hoben, da de vandrette grenstjerner er for varme der. Tværtimod, i 47 Tucanae- hoben ligger hele den vandrette gren i området med lavere temperaturer, og der er praktisk talt ingen RR Lyrae-stjerner der heller. Morfologien af ​​den vandrette gren for en klynge afhænger af indholdet af tunge elementer i den: jo lavere metalliciteten af ​​klyngen er, jo blåere vil den vandrette gren være. Ikke desto mindre, selvom afhængigheden af ​​metalliciteten og positionen af ​​den vandrette gren er godt sporet, har klyngeparametrene en ret stor spredning i forhold til den. Dette betyder, at en anden parameter eller deres kombination påvirker morfologien af ​​den vandrette gren. Det menes, at mængden af ​​kulstof , nitrogen og oxygen i stjerner eller andre parametre kan have indflydelse, men indtil videre har det ikke været muligt fuldt ud at forklare al den observerede mangfoldighed af kuglehobe. Således forbliver problemet med den anden parameter uløst (eller "problemet med den tredje parameter", hvis vi tager højde for indflydelsen af ​​klyngens alder) [2] [13] .

Når man studerede kugleklynger, blev følgende egenskab opdaget: hvis der for hver klynge med et tilstrækkeligt antal RR Lyrae-variabler beregnes gennemsnitsperioderne for variabler af RRAB-undertypen, så kan klyngerne opdeles i to klasser: den første ( Oo I, for eksempel, M3 ) vil have en gennemsnitlig periode på omkring 0,55 dage, og den anden (Oo II, eksempel - M15 ) - omkring 0,65 dage. Dette fænomen kaldes Oosterhoff-effekten. På trods af at en vis spredning af disse værdier stadig er til stede, er der ikke fundet klynger med en mellemværdi af den gennemsnitlige periode i Mælkevejen [2] .

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 Kononovich E.V., Moroz V.I. Generelt astronomikursus. — 2., rettet. - URSS, 2004. - S. 404. - 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Samus N.N. Variabler af typen RR Lyrae. OKPZ-typer: RRAB, RRC, RR(B). . Hentet 18. juni 2010. Arkiveret fra originalen 3. februar 2021. (ubestemt)
3. ↑ 1 2 5.2 Variable stjerner i kuglehobe . Astronet . Astronet . Hentet 13. juni 2020. Arkiveret fra originalen 13. juni 2020. (ubestemt)
4. ↑ Burnham, Robert, Jr. (1978), Burnham's Celestial Handbook , vol. 2, New York: Dover Publications , ISBN 0-486-23568-8 , < https://books.google.com/books?id=wB9uZ9lH5bgC&pg=PA1154 > Arkiveret 12. august 2020 på Wayback Machine 
5. ↑ 1 2 3 4 Horace A. Smith. R. R. Lyrae Stars . - S. 9-15. — 156 s. Arkiveret 13. juni 2020 på Wayback Machine
6. ↑ Layden, AC; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. The Absolute Magnitude and Kinematics of RR Lyrae Stars via Statistical Parallax   // Astron . J  .: journal. - 1996. - August ( bind 112 ). - S. 2110-2131 . - doi : 10.1086/118167 . - . - arXiv : astro-ph/9608108 .
7. ↑ 1 2 3 4 Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner. Grundlæggende astronomi . - Springer, 2007. - S. 249-254, 282. - 510 s. - ISBN 978-3-540-00179-9 . Arkiveret 5. juni 2020 på Wayback Machine
8. ↑ Hajdu, G.; Catelan, M.; Jurcsik, J.; Dekany, I.; Drake, AJ; Marquette, B. Nye RR Lyrae variabler i binære systemer  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2015. - Vol. 449 , nr. 1 . —P.L113 – L117 . - doi : 10.1093/mnrasl/slv024 . - . - arXiv : 1502.01318 .
9. ↑ 1 2 3 4 5 Kononovich E.V., Moroz V.I. Generelt astronomikursus. — 2., rettet. - URSS, 2004. - S. 402-403. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
10. ↑ Smith, D.H. Eddington's Valve and Cepheid Pulsations  // Sky and Telescope  : magazine  . - 1984. - Bd. 68 . — S. 519 . — .
11. ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Udvikling af stjerner og stjernepopulationer  // Udvikling af stjerner og stjernepopulationer. - 2005. - .
12. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Generelt astronomikursus. — 2., rettet. - URSS, 2004. - S. 400. - 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
13. ↑ Stjerneastronomi i forelæsninger . Astronet . Hentet 23. februar 2021. Arkiveret fra originalen 3. februar 2021. (ubestemt)

Links

• Robert Nemiroff og Jerry Bonnell. M3: flygtig kuglehob . Astronet/Astronomi Dagens billede . Astronet . (ubestemt)

Ordbøger og encyklopædier	stor kinesisk Britannica (online)