Variabilă de tip RR Lyrae

Variabilele de tip RR Lyra  sunt o clasă de stele variabile pulsante , al căror prototip a fost steaua RR Lyra . Astfel de stele sunt destul de vechi și de masă mică și se găsesc în principal în clustere globulare . Luminozitățile tuturor stelelor RR Lyrae sunt aproape aceleași, așa că sunt folosite ca lumânări standard [1] .

Istoria studiului

Variabilele RR Lyrae au fost descoperite pentru prima dată de Solon Irving Bailey în 1895 în timp ce studia clusterul stelar globular Omega Centauri . În următorii 20 de ani, el a descoperit și studiat multe stele variabile în clustere globulare, a introdus clasificarea lor pe baza formei curbelor lor de lumină , care este folosită și astăzi cu unele modificări [2] [3] .

În 1899, Williamina Fleming a descoperit însăși steaua RR Lyra , care a devenit prototipul acestei clase, iar în 1901 a descoperit variabilitatea acesteia [2] [4] .

La începutul secolului al XX-lea, Serghei Blazhko a descoperit că forma curbei luminii și amplitudinea luminozității se modifică în stelele XZ Cygnus și RW Draco . Acest fenomen se numește efectul Blazhko [2] .

Titluri alternative

Variabilele RR Lyrae apar în număr mare în clustere globulare, motiv pentru care au fost numite anterior variabile cluster globulare. În trecut, denumirea de „cefeide cu perioadă scurtă” era, de asemenea, comună datorită asemănării curbelor lor de lumină cu curbele de lumină cefeide : ambele clase de stele arată o creștere rapidă a luminozității și o dezintegrare mai lentă. Cu toate acestea, acest nume nu ține cont de diferențele fizice serioase dintre stele și, prin urmare, nu este folosit. În sfârșit, se cunoaște un alt nume învechit: „antalgoli”. Aici ne referim și la forma curbei luminii: stelele eclipsante , în special, Algol , de cele mai multe ori sunt la luminozitate maximă, iar o mică parte din timp la minim, în timp ce stelele RR Lyrae sunt opusul [1] [2 ]. ] .

Caracteristici

Variabilele RR Lyrae sunt giganți din clasa spectrală A, situate pe ramura orizontală a diagramei Hertzsprung-Russell . Luminozitățile unor astfel de stele diferă puțin, ele sunt de aproximativ 40 L ⊙ ( magnitudinele stelare absolute  sunt de obicei 0,4-0,8 m ) și depind în principal de metalitate [2] [5] :

Prin urmare, variabilele de tip RR Lira sunt folosite ca lumânări standard . Masele variabilelor RR Lyrae sunt de aproximativ 0,7 M ⊙ . Cu o astfel de masă, luminozitatea mare se datorează faptului că aceste stele se află în stadiile ulterioare de evoluție: astfel de stele au peste 12 miliarde de ani. Astfel, acestea sunt stele vechi aparținând populației II , conținând puține elemente grele și situate în subsistemul sferic al Galaxiei . Astfel de stele se găsesc în clustere globulare , dar nu în clustere deschise, deoarece acestea din urmă se descompun mult mai repede, în timp ce practic nu se găsesc niciodată în stele binare. Deoarece stelele variabile, de regulă, nu sunt marcate pe diagrama Hertzsprung-Russell, stelele RR Lyrae formează așa-numita decalaj Schwarzschild [1] [2] [5] [6] [7] [8] .

Perioadele de pulsații ale unor astfel de stele sunt de 0,2-1,2 zile, iar amplitudinile modificărilor de luminozitate sunt de până la 2 m . Curbele de lumină se caracterizează printr-o creștere rapidă a luminozității și o decădere lentă. Ca și în cazul Cefeidelor, luminozitatea maximă coincide cu temperatura maximă [1] [5] . În plus, unele variabile RR Lyrae prezintă efectul Blazhko : o schimbare periodică a formei curbei luminii și a amplitudinii acesteia. Perioada unor astfel de schimbări este de obicei cu două ordine de mărime mai mare decât perioada pulsațiilor stelei și se pare că acestea sunt cauzate de pulsațiile câmpului magnetic al stelei . Efectul Blazhko, aparent, nu este asociat cu schimbări evolutive - conform calculelor, modificarea perioadei de variabilitate ca urmare a evoluției ar trebui să fie de aproximativ 0,1 zile pe milion de ani [2] .

O altă caracteristică a variabilelor RR Lyrae este că la estimarea tipului spectral pentru diferite linii, se obțin rezultate diferite. Pentru a cuantifica această diferență, se folosește așa-numitul indice Preston [2] :

adică diferența dintre tipul spectral determinat din liniile de calciu ionizat și liniile de hidrogen se ia și se înmulțește cu 10. De exemplu, dacă tipul spectral de hidrogen este A8, iar cel de calciu este A5, atunci . Indicele Preston pentru diferite stele din această clasă variază de obicei de la 0 la 10; prin urmare, diferența poate atinge o întreagă clasă spectrală. S-a dovedit că acest indice, la rândul său, este legat de abundența elementelor grele din stea — metalicitățile unor astfel de variabile variază de la aproape solar la mai puțin decât solar cu trei ordine de mărime [2] [5] .

Clasificare

În Catalogul General al Stelelor Variabile , variabilele RR Lyrae sunt împărțite în două tipuri [2] [3] :

• RRAB  sunt variabile cu o curbă de lumină asimetrică (ramură ascendentă mai abruptă), perioade de la 0,3 la 1,2 zile și amplitudini de la 0,5 m la 2 m (un exemplu este RR al lui Lyra ). Inițial, Bailey a introdus două clase: RRa și RRb, care diferă prin abruptul ramului ascendent, dar mai târziu s-a dovedit că nu exista o linie clară între ele și au fost combinate.
• RRC  sunt variabile cu curbe de lumină mai simetrice, asemănătoare cu sinusoidale, și perioade de la 0,2 la 0,4 zile și amplitudini care nu depășesc 0,5 m (un exemplu este SX UMa ). În teoria modernă a pulsațiilor stelare, se crede că, spre deosebire de subtipul RRab (pulsează în tonul fundamental), stelele subtipului RRc pulsează în ton .

Fizica fenomenului

Mecanism de pulsație

De obicei, stelele sunt în echilibru termodinamic , adică presiunea internă a gazului în stea și propria sa greutate sunt echilibrate. Dacă este perturbată, de exemplu, o stea se extinde sau se contractă, tinde să revină la o stare de echilibru și în ea încep oscilațiile. Perioada unor astfel de oscilații este legată de densitatea stelei după cum urmează [7] [9] :

unde  este constanta gravitațională . De exemplu, pentru Soare, care are o densitate medie de 1,4 g/cm3 , perioada va fi puțin mai mică de o oră [9] .

Dacă dintr-un motiv oarecare o stea obișnuită își pierde echilibrul, atunci va începe să oscileze, dar aceste oscilații se vor stinge rapid. Observațiile variabilelor pulsatorii arată că oscilațiile lor nu se degradează, ceea ce înseamnă că trebuie să aibă un fel de sursă de energie. În 1917, Arthur Eddington a propus un mecanism, acum general acceptat, care se numește „mecanismul kappa” sau „valvă Eddington” [9] [10] .

Mecanismul în sine este următorul: în variabilele pulsatorii există un strat de heliu ionizat cu o grosime de 1-2% din raza stelei. He III (heliu dublu ionizat) este mai puțin transparent decât He II (heliu ionizat individual), iar cu cât temperatura este mai mare, cu atât heliul devine dublu ionizat. Din această cauză, stratul de heliu devine mai puțin transparent, începe să prindă energie și în același timp să se încălzească, ceea ce face ca steaua să se extindă. Când se extinde, temperatura stratului de heliu scade din nou, are loc recombinarea parțială a He III și transformarea sa în He II, iar acesta devine mai transparent, trecând energia radiantă în straturile exterioare. Din această cauză, presiunea din straturile interioare ale stelei scade, sub influența gravitației steaua se contractă din nou, iar procesul se repetă [9] .

În plus, mecanismul de pulsație kappa nu este posibil pentru toate stelele. Numai stelele cu anumite temperaturi pot pulsa, iar astfel de stele formează o bandă de instabilitate pe diagrama Hertzsprung-Russell [9] .

Stadiul evolutiv al stelelor RR Lyrae

În cea mai lungă etapă a vieții unei stele - secvența principală  - stelele ard hidrogen în miez, dar la un moment dat se termină. Steaua coboară din secvența principală, trece prin stadiul unei subgigant și a unei gigante roșii , după care apare o fulgerare de heliu în stele cu mase mai mici de 2,5-3 M ⊙  - un început exploziv al reacțiilor care implică heliu , iar steaua trece la așa-numita ramură orizontală [7] [ 11] .

Stelele ramurii orizontale au aproape aceleași luminozități, dar temperaturi de suprafață diferite. Pe diagrama Hertzsprung-Russell , o bandă de instabilitate trece prin ramura orizontală și nu există stele cu luminozitate constantă la intersecția lor - această zonă se numește „ decalaj Schwarzschild ”. Variabilele de tip RR Lyrae sunt situate tocmai în acest gol, iar pentru a cădea în el imediat după o fulgerare de heliu sau după un timp, stelele trebuie să aibă o anumită masă inițială - 0,8-0,9 M ⊙ , deoarece în cursul evoluție, o astfel de stea pierde 0,1-0,2 M ⊙  — și o anumită vârstă, întrucât durata de viață a unei stele depinde direct de masa ei [2] [7] [12] .

Relația dintre parametrii clusterelor globulare și variabilele RR Lyrae

Nu toate clusterele globulare sunt la fel de bogate în variabile RR Lyrae: de exemplu, practic nu există astfel de variabile în clusterul M 13 , deoarece stelele ramificate orizontale sunt prea fierbinți acolo. Dimpotrivă, în clusterul 47 Tucanae , întreaga ramură orizontală se află în regiunea temperaturilor mai scăzute și practic nu există nici acolo stele RR Lyrae. Morfologia ramului orizontal pentru un cluster depinde de conținutul de elemente grele din acesta: cu cât metalicitatea clusterului este mai mică, cu atât ramura orizontală va fi mai albastră. Cu toate acestea, deși dependența metalicității și poziția ramificației orizontale sunt bine urmărite, parametrii clusterului au o împrăștiere destul de mare în raport cu acesta. Aceasta înseamnă că un alt parametru sau combinația lor afectează morfologia ramului orizontal. Se crede că cantitatea de carbon , azot și oxigen din stele sau alți parametri poate influența, dar până acum nu a fost posibil să se explice pe deplin toată diversitatea observată a clusterelor globulare. Astfel, problema celui de-al doilea parametru rămâne nerezolvată (sau „problema celui de-al treilea parametru”, dacă ținem cont de influența vârstei clusterului) [2] [13] .

De asemenea, la studierea clusterelor globulare, a fost descoperită următoarea caracteristică: dacă pentru fiecare cluster cu un număr suficient de variabile RR Lyrae, se face media perioadelor variabilelor subtipului RRAB, atunci clusterele pot fi împărțite în două clase: prima ( Oo I, de exemplu, M3 ) va avea o perioadă medie de aproximativ 0,55 zile, iar a doua (Oo II, exemplu - M15 ) - aproximativ 0,65 zile. Acest fenomen se numește efectul Oosterhoff. În ciuda faptului că o anumită împrăștiere a acestor valori este încă prezentă, nu au fost găsite clustere cu o valoare intermediară a perioadei medii în Calea Lactee [2] .

Note

1. ↑ 1 2 3 4 Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. - URSS, 2004. - S. 404. - 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Samus N.N. Variabile de tip RR Lyrae. Tipuri OKPZ: RRAB, RRC, RR(B). . Consultat la 18 iunie 2010. Arhivat din original la 3 februarie 2021. (nedefinit)
3. ↑ 1 2 5.2 Stele variabile în clustere globulare . Astronet . Astronet . Preluat la 13 iunie 2020. Arhivat din original la 13 iunie 2020. (nedefinit)
4. ↑ Burnham, Robert, Jr. (1978), Burnham's Celestial Handbook , voi. 2, New York: Dover Publications , ISBN 0-486-23568-8 , < https://books.google.com/books?id=wB9uZ9lH5bgC&pg=PA1154 > Arhivat la 12 august 2020 la Wayback Machine 
5. ↑ 1 2 3 4 Horace A. Smith. R. R. Lyrae Stars . - P. 9-15. — 156 p. Arhivat pe 13 iunie 2020 la Wayback Machine
6. ↑ Layden, AC; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. Magnitudinea absolută și cinematica stelelor RR Lyrae prin paralaxa statistică   // Astron . J  .: jurnal. - 1996. - August ( vol. 112 ). - P. 2110-2131 . - doi : 10.1086/118167 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/9608108 .
7. ↑ 1 2 3 4 Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner. Astronomie fundamentală . - Springer, 2007. - S. 249-254, 282. - 510 p. - ISBN 978-3-540-00179-9 . Arhivat pe 5 iunie 2020 la Wayback Machine
8. ↑ Hajdu, G.; Catelan, M.; Jurcsik, J.; Dekany, I.; Drake, AJ; Marquette, B. New RR Lyrae variables in binary systems  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  : jurnal  . - Oxford University Press , 2015. - Vol. 449 , nr. 1 . —P.L113 – L117 . - doi : 10.1093/mnrasl/slv024 . - Cod . - arXiv : 1502.01318 .
9. ↑ 1 2 3 4 5 Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. - URSS, 2004. - S. 402-403. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
10. ↑ Smith, D.H. Eddington's Valve and Cepheid Pulsations  // Sky and Telescope  : magazine  . - 1984. - Vol. 68 . — P. 519 . — Cod biblic .
11. ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Evoluția stelelor și a populațiilor stelare  // Evoluția stelelor și a populațiilor stelare. - 2005. - .
12. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. - URSS, 2004. - S. 400. - 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
13. ↑ Astronomia stelară în prelegeri . Astronet . Preluat la 23 februarie 2021. Arhivat din original la 3 februarie 2021. (nedefinit)

Link -uri

• Robert Nemiroff și Jerry Bonnell. M3: cluster globular volatil . Astronet/Imagine de astronomie a zilei . Astronet . (nedefinit)

Dicționare și enciclopedii	mare chinezesc Britannica (online)