Efectul Blazhko , denumit uneori modulație pe perioadă lungă, este o variație a perioadei și a amplitudinii în stelele variabile RR Lyrae . Acest efect a fost observat pentru prima dată de Sergey Blazhko în 1907 lângă steaua RW Draco [1] [2] . Pentru aceste stele, momentele maxime de luminozitate se abat de la formula liniară într-o direcție sau alta - sunt întârziate sau înaintea efemeridei. Forma curbei luminii se modifică, de asemenea, sincron. O trăsătură caracteristică a efectului Blazhko în stelele RR Lyrae este că perioada efectului Blazhko este cu aproximativ două ordine de mărime mai mare decât perioada oscilației principale. De exemplu, pentru două stele descoperite de însuși Blazhko , aceste perioade sunt: P=0 d .4665 pentru XZ Cygni și P=0 d .4429 pentru RW Draco . Prototipul principal, variabila RR a lui Lyra în sine , prezintă, de asemenea, efectul Blazhko . Cel mai remarcabil exemplu al efectului Blazhko a fost descoperit în 2000 de E. Schmidt și K. Lee în variabila Hercules V422 : amplitudinea sa în razele V variază de la 0,27 m până la 1,39 m . Este interesant că la amplitudine mare steaua prezintă o curbă de tip RRA caracteristică perioadei sale , în timp ce la amplitudine mică curba luminii seamănă cu tipul RRC [3] .
Fenomenele observate dau impresia că efectul Blazhko este însoțit de bătăi a două oscilații cu perioade apropiate. De ceva vreme, o astfel de interpretare a fost împiedicată de concluzia făcută de V.P. Tseevici și B.A. Ustinov în anii ’50. Ei au studiat în detaliu modificările luminozității a trei variabile RR Lyrae cu efectul Blazhko și au concluzionat că modificările formei curbei luminii nu pot fi reprezentate ca rezultat al bătăii a două oscilații elementare de perioade diferite. Ulterior, însă, s-a dovedit că această concluzie se baza pe o neînțelegere. Tseevici și Ustinov au încercat să adauge pur și simplu modificările de luminozitate, dar pentru o stea care pulsa, pot fi adăugate direct doar modificări ale razei, care, desigur, sunt suprapuse de schimbările de temperatură. Cu toate acestea, rămâne neclar de ce stelele cu efect Blazhko pot fi simultan oscilații excitate cu două perioade foarte apropiate (de exemplu, pentru AR Hercules , una dintre stelele studiate de Tseevici și Ustinov, oscilațiile cu P 0 = 0 ar trebui să participe la bătăi). d .470 şi P 1 =0 d .463). Teoria nu prezice coexistența unor astfel de oscilații. Să presupunem că instabilitatea simultană în tonul fundamental și în primul ton al pulsațiilor radiale ar da bătăi de aproximativ 4:3, așa cum se observă la stelele de tip RR(B) și la unele variabile δ Scuti . Dintre numeroasele explicații ale efectului Blazhko care au fost propuse, cele mai atractive sunt cele care folosesc idei despre rolul rotației și al câmpului magnetic în fenomenele observate. În 1987 Yu.S. Romanov et al., efectuând observații spectrale ale stelei RR Lyra , au constatat în ea variabilitatea câmpului magnetic cu o perioadă de pulsație, precum și dependența intensității câmpului magnetic mediat pe parcursul ciclului de pulsație de faza de efectul Blazhko . S-a găsit o legătură cu faza efectului Blazhko și pentru rezistența liniilor unor elemente. Aici, este conturată o relație între stelele RR Lyrae cu efectul Blazhko și variabilele magnetice de tip a2 Hounds Dogs . Rezultatul lui Romanov și colab. trebuie verificat folosind un material mai extins [3] .
Fizica din spatele efectului Blazhko este încă în dezbatere și există trei ipoteze principale. În primul caz, în așa-numitul model de rezonanță, cauza modulației este rezonanța neliniară atât a fundamentalului, cât și a primului ton a modului de pulsație stelară și a modului superior [4] [5] . A doua ipoteză, cunoscută sub numele de model magnetic, sugerează că modificarea este cauzată de înclinarea câmpului magnetic față de axa de rotație, deformând modul radial fundamental [6] . Al treilea model sugerează că ciclurile în convecție provoacă alternanțe și modulații [7] .
Dovezile observaționale bazate pe observațiile telescopului spațial Kepler sugerează că modularea curbei de lumină Blazhko cu două fascicule se datorează unei simple dubleri a perioadei. Multe stele RR Lyrae au o perioadă de variabilitate de aproximativ 12 ore, iar astronomii de la sol fac de obicei observații pe timp de noapte cu o perioadă de 24 de ore: astfel, dublarea perioadei are ca rezultat maxime de luminozitate în timpul observațiilor pe timp de noapte care diferă semnificativ de maximul din timpul zilei [8] ] .