Blazhko-effekten , nogle gange omtalt som langtidsmodulation, er en variation i periode og amplitude i RR Lyrae variable stjerner . Denne effekt blev første gang observeret af Sergey Blazhko i 1907 nær stjernen RW Draco [1] [2] . For disse stjerner afviger lysstyrkemaksima fra den lineære formel i den ene eller anden retning - de er forsinket eller foran efemerien. Formen på lyskurven ændrer sig også synkront. Et karakteristisk træk ved Blazhko-effekten i RR Lyrae-stjerner er, at perioden for Blazhko-effekten er omkring to størrelsesordener større end perioden for hovedsvingningen. For to stjerner opdaget af Blazhko selv er disse perioder for eksempel: P=0 d .4665 for XZ Cygni og P=0 d .4429 for RW Draco . Hovedprototypen, selve Lyras RR- variabel , udviser også Blazhko-effekten . Det mest bemærkelsesværdige eksempel på Blazhko-effekten blev opdaget i 2000 af E. Schmidt og K. Lee i Hercules- variablen V422 : dens amplitude i V-strålerne varierer fra 0,27 m til 1,39 m . Det er interessant, at stjernen ved høj amplitude viser en RRA- type kurve, der er karakteristisk for dens periode , mens lyskurven ved lav amplitude ligner RRC -typen [3] .
De observerede fænomener giver indtryk af, at Blazhko-effekten er ledsaget af slag af to svingninger med tætte perioder. I nogen tid blev en sådan fortolkning hæmmet af konklusionen fra V.P. Tsesevich og B.A. Ustinov i 1950'erne. De studerede meget detaljeret ændringerne i lysstyrken af tre RR Lyrae-variabler med Blazhko-effekten og konkluderede, at ændringerne i lyskurvens form ikke kan repræsenteres som et resultat af slag af to elementære svingninger i forskellige perioder. Efterfølgende viste det sig dog, at denne konklusion var baseret på en misforståelse. Tsesevich og Ustinov forsøgte blot at tilføje ændringerne i lysstyrke, men for en pulserende stjerne kan kun ændringer i radius tilføjes direkte, som selvfølgelig er overlejret af ændringer i temperatur. Det er dog stadig uklart, hvorfor stjernerne med Blazhko-effekten samtidigt kan være exciterede svingninger med to meget tætte perioder (f.eks. for AR Hercules , en af stjernerne studeret af Tsesevich og Ustinov, bør svingninger med P 0 = 0 deltage i slagene d 0,470 og P1 = 0 d 0,463). Teorien forudsiger ikke sameksistensen af sådanne svingninger. Lad os sige, at samtidig ustabilitet i den fundamentale og i den første overtone af radiale pulsationer ville give slag på omkring 4:3, som det observeres i stjerner af typen RR(B) og i nogle δ Scuti-variabler . Af de talrige forklaringer på Blazhko-effekten , der er blevet foreslået, er de mest attraktive dem, der bruger ideer om rotationens rolle og magnetfeltet i de observerede fænomener. I 1987 blev Yu.S. Romanov et al., efter at have udført spektrale observationer af stjernen RR Lyra , fandt i den variabiliteten af magnetfeltet med en pulsationsperiode, såvel som afhængigheden af intensiteten af det magnetiske felt i gennemsnit over pulsationscyklussen på fasen af Blazhko-effekten . En forbindelse med Blazhko-effektens fase blev også fundet for styrken af linjerne i nogle elementer. Her er skitseret et forhold mellem RR Lyrae-stjerner med Blazhko-effekten og magnetiske variable af a2-typen Hounds Dogs . Resultatet af Romanov et al. skal verificeres ved hjælp af mere omfattende materiale [3] .
Fysikken bag Blazhko-effekten er i øjeblikket stadig under debat, og der er tre hovedhypoteser. I det første tilfælde, i den såkaldte resonansmodel, er årsagen til moduleringen den ikke-lineære resonans af både grundtonen og den første overtone af stjernepulsationstilstanden og den højere tilstand [4] [5] . Den anden hypotese, kendt som den magnetiske model, antyder, at ændringen er forårsaget af magnetfeltets hældning til rotationsaksen, hvilket deformerer den fundamentale radiale tilstand [6] . Den tredje model foreslår, at cyklusser i konvektion forårsager alternering og modulationer [7] .
Observationsbevis baseret på observationer fra Kepler-rumteleskopet tyder på, at moduleringen af Blazhko -lyskurven med to stråler skyldes en simpel fordobling af perioden. Mange RR Lyrae-stjerner har en variabilitetsperiode på cirka 12 timer, og jordbaserede astronomer foretager normalt natteobservationer med en periode på 24 timer: en fordobling af perioden resulterer således i lysstyrkemaksima under natteobservationer, der adskiller sig væsentligt fra dagmaksimum [8 ] .