| RR Lyra | |
|---|---|
| Stea | |
| | |
| Istoria cercetării | |
| deschizator | W. Fleming |
| data deschiderii | 1901 |
| Date observaționale ( Epoca J2000.0 ) |
|
| Tip de | Stea unică variabilă cu pulsație radială |
| ascensiunea dreaptă | 19 h 25 m 27,91 s |
| declinaţie | +42° 47′ 3.70″ |
| Distanţă | 860 ± 40 St. ani (260 ± 10 buc ) |
| Mărimea aparentă ( V ) | V max \u003d +7,20 m , V min \u003d +8,57 m , P \u003d 0,5668 d |
| Constelaţie | Lyra |
| Astrometrie | |
| Viteza radială ( Rv ) | −72,4 [1] km/s |
| Mișcarea corectă | |
| • ascensiunea dreaptă | −109,68 [1] mas pe an |
| • declinaţie | −195,75 [1] mas pe an |
| Paralaxă (π) | 3,82± 0,02mas |
| Mărimea absolută (V) | +0,61 |
| Caracteristici spectrale | |
| Clasa spectrală | F5 |
| Indice de culoare | |
| • B−V | +0,18 |
| • U−B | +0,17 |
| variabilitate | RR Lyr |
| caracteristici fizice | |
| Greutate | 0,65 M⊙ _ _ |
| Temperatura | 6125K _ |
| Luminozitate | 50L⊙ _ _ |
| metalicitatea | patru% |
| Proprietăți | Prototip de variabile de tip RR Lira |
| Codurile din cataloage
BA RR LYR | |
| Informații în baze de date | |
| SIMBAD | date |
| Surse: [1] | |
| Informații în Wikidata ? | |
RR Lyra este o stea variabilă din constelația Lyra, situată lângă granița constelației Cygnus [2] . Fiind cea mai strălucitoare stea din clasa sa, a devenit prototipul pentru clasa RR Lyra de stele variabile [3] și a fost studiată pe larg de astronomi [4] . Variabilele RR ale lui Lyrae sunt folosite ca lumânări standard pentru a măsura distanța în astronomie. Masa, luminozitatea și temperatura afectează pulsația variabilei de tip RR Lyrae, iar distanța până la aceasta este determinată prin diferența de mărime relativă și magnitudine absolută conform legii inversului pătratului [5] . Astfel, înțelegerea relației perioadă-luminozitate pentru mai multe stele variabile locale de tip RR Lyrae face posibilă determinarea distanței până la stele mai îndepărtate de același tip [6] .
Natura variabilă a stelelor RR Lyrae a fost descoperită de astronomul scoțian Williamina Fleming la Observatorul Universității Harvard în 1901 [2] .
Distanța până la RR Lyra a rămas incertă până în 2002, când senzorul de precizie al telescopului spațial Hubble a determinat o valoare de 262 parsecs (855 ani lumină) cu o eroare de 5% [7] . Combinat cu datele de la satelitul Hipparcos și alte surse, rezultatul total este de 258 de parsecs (841 de ani lumină).
Acest tip de stea cu masă mică, care a procesat hidrogenul în adâncurile sale, a evoluat din secvența principală și a trecut prin stadiul de gigant roșie . În această etapă, energia stelei este generată datorită fuziunii termonucleare a heliului din miez și începe stadiul evolutiv, numit ramură orizontală (HB) . Ca urmare, temperatura învelișului exterior al stelei în stadiul GW crește treptat cu timpul. Când o stea intră într-o etapă numită bandă de instabilitate , caracteristică clasei spectrale A , învelișul exterior începe să pulseze [6] . Stelele RR Lyrae prezintă un astfel de model de pulsație, în care magnitudinea stelară aparentă fluctuează între 7,06-8,12 într-un ciclu scurt de 0,56686776 zile (13 ore, 36 minute) [3] . Fiecare pulsație radială face ca raza stelei să se schimbe de la 5,1 la 5,6 raze solare [8] .
O astfel de stea aparține unei subclase de variabile RR Lyrae care se caracterizează printr-un comportament numit efect Blazhko [9] , numit după astronomul rus Serghei Blazhko . Acest efect apare ca o modificare periodică a puterii pulsației sau fazei stelei variabile; uneori ambele. Efectul modifică curba graficului de luminozitate RR Lyra de la ciclu la ciclu. Din 2009, motivul acestui efect nu este încă pe deplin înțeles. Perioada Blazhko pentru RR Lyra este de 39,1 ± 0,3 zile [3] .
Ca și în cazul altor variabile RR Lyrae, prototipul RR Lyrae conține mai puține elemente mai grele decât hidrogenul și heliul; astronomii numesc aceasta metalitate . RR Lyra se referă la populația stelară II , formată în perioada timpurie a existenței Universului, când regiunile de formare a stelelor erau mai puțin saturate cu metale [10] . Traiectoria acestei stele se află pe o orbită apropiată de planul Căii Lactee, cu o abatere de 680 de ani lumină (210 parsecs). Această orbită are o excentricitate mare , care este la 6,80 mii ani lumină (2,08 kiloparsec) de centrul galactic la periapsis și 59,9 mii ani lumină (18,4 kiloparsec) la apocentru [11] .