Μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Οι μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας απεικονίζονται σε μια συγκεκριμένη περιοχή στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell του χρώματος έναντι της φωτεινότητας.

Οι RR Λύρας (RR Lyrae) είναι περιοδικά μεταβλητοί αστέρες , που απαντώνται συνήθως σε σφαιρωτά σμήνη. Χρησιμοποιούνται ως πρότυπα κεριά για τη μέτρηση γαλαξιακών αποστάσεων, ως μέρος της κοσμικής κλίμακας απόστασης . Αυτή η τάξη μεταβλητού αστέρα ονομάστηκε έτσι εξαιτίας του ομώνυμου και πιο φωτεινού από όλους αστέρα (RR Λύρας) .

Οι RR Λύρας είναι παλλόμενοι στον οριζόντιο κλάδο ηλικιωμένοι αστέρες φασματικής κατηγορίας Α ή F, με μάζα περίπου το ήμισυ του Ήλιου . Θεωρείται ότι έχουν χάσει μάζα σε προγενέστερο χρόνο, όταν ήταν στη διαδικασία ερυθρών γιγάντων και κατά συνέπεια ήταν κάποτε αστέρες με παρόμοια ή ελαφρώς μικρότερη μάζα από τον Ήλιο, περίπου 0,8 ηλιακές μάζες.

Η περίοδος παλμών και το απόλυτο μέγεθος των μεταβλητών αστέρων RR Λύρας, τους καθιστούν καλά πρότυπα κεριά για σχετικά κοντινούς στόχους, ειδικά στο πλαίσιο του Γαλαξία και της τοπικής ομάδας. Πέρα από τον Γαλαξία, είναι δύσκολο να εντοπιστούν λόγω της χαμηλής φωτεινότητάς τους. Χρησιμοποιούνται εκτενώς σε μελέτες σφαιρωτών σμηνών και για τη μελέτη χημικών ιδιοτήτων παλαιότερων αστέρων.

Ανακάλυψη και αναγνώριση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

H-R διάγραμμα για το σφαιρωτό σμήνος M5 , με τον οριζόντιο κλάδο σημειωμένο σε κίτρινο και τους γνωστούς RR Λύρας αστέρες σε πράσινο χρώμα

Σε έρευνες για σφαιρωτά σμήνη, αυτές οι μεταβλητές «τύπου συστάδας» ταυτοποιήθηκαν ραγδαία στα μέσα της δεκαετίας του 1890, ιδιαίτερα από τον EC Pickering .

Πιθανώς ο πρώτος αστέρας τύπου RR Λύρας που βρέθηκε έξω από ένα σμήνος ήταν ο U Leporis , ο οποίος ανακαλύφθηκε από τον Καπτέιν το 1890.

Ο πρότυπος αστέρας RR Λύρας (RR Lyrae) ανακαλύφθηκε πριν από το 1899 από τη Βιλαμίνα Φλέμινγκ (Williamina Fleming) και αναφέρθηκε από τον Pickering το 1900 ως: «δεν διακρίνεται από μεταβλητούς αστέρες τύπου συστάδας».

Από το 1915 έως και τη δεκαετία του 1930, οι RR Λύρας γίνονταν ολοένα και περισσότερο αποδεκτοί ως μια κατηγορία αστέρων διαφορετική από τους Κηφείδες , λόγω των μικρότερων περιόδων τους, των διαφορετικών θέσεων εντός του γαλαξία και των χημικών διαφορών. Οι μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας είναι, φτωχοί σε μέταλλα, αστέρες του πληθυσμού II. [1]

Οι RR Λύρας έχουν αποδειχθεί δύσκολο να παρατηρηθούν σε εξωτερικούς γαλαξίες λόγω της εγγενούς αμυδρότητάς τους. Στην πραγματικότητα η αποτυχία του Βάλτερ Μπάαντε να τους εντοπίσει στον γαλαξία της Ανδρομέδας τον οδήγησε να υποθέσει ότι ο γαλαξίας ήταν πολύ πιο μακριά από ό, τι είχε προβλεφθεί, να επανεξετάσει τη βαθμονόμηση των Κηφείδων, και να προτείνει την έννοια των αστρικών πληθυσμών . [1] Χρησιμοποιώντας το τηλεσκόπιο Καναδά-Γαλλίας-Χαβάης τη δεκαετία του '80, οι Pritchet & van den Bergh βρήκαν μεταβλητούς RR Λύρας στη γαλαξιακή άλω της Ανδρομέδας [2] και, πιο πρόσφατα, σε σφαιρωτά σμήνη . [3]

Ταξινόμηση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι αστέρες RR Λύρας χωρίζονται κατά κανόνα σε τρεις κύριους τύπους [1] μετά την κατάταξη από τον SI Bailey με βάση το σχήμα των καμπύλων φωτεινότητας των αστέρων:

  • Οι RRab είναι οι πιο συχνοί, αποτελώντας το 91% όλων των παρατηρούμενων RR Lyrae, και εμφανίζουν τις απότομες αυξήσεις της φωτεινότητας τυπικές των RR Λύρας
  • Οι RRc είναι λιγότερο συνηθισμένοι, αποτελώντας το 9% των παρατηρούμενων RR Lyrae, και έχουν βραχύτερες περιόδους και πιο ημιτονοειδή διακύμανση
  • Οι RRd είναι σπάνιοι, που αποτελούν μεταξύ <1% και 30% [4] RR Lyrae σε ένα σύστημα και είναι παλμογράφοι διπλής λειτουργίας, σε αντίθεση με τους RRab και RRc

Κατανομή[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι αστέρες RR Λύρας ονομάζονταν παλαιότερα «μεταβλητές σμήνους» εξαιτίας της ισχυρής τους (αλλά όχι αποκλειστικής) συσχέτισης με τα σφαιρωτά σμήνη. Αντιστρόφως, πάνω από το 80% όλων των μεταβλητών αστέρων που είναι γνωστά στα σφαιρωτά σμήνη είναι οι RR Lyraes. [5] Τα άστρα RR Λύρας βρίσκονται σε όλα τα γαλαξιακά γεωγραφικά πλάτη, σε αντίθεση με τους Κηφείδες, οι οποίοι συνδέονται στενά με το γαλαξιακό επίπεδο.

Αρκετές φορές είναι γνωστό ότι πολλοί RR είναι όλοι οι Κηφείδες συνδυασμένοι. Στη δεκαετία του 1980, περίπου 1900 ήταν γνωστοί σε σφαιρωτά σμήνη. Ορισμένες εκτιμήσεις τους υπολογίζουν περίπου στους 85000 στον Γαλαξία. [1]

Αν και τα δυαδικά συστήματα αστέρων είναι κοινά για τους τυπικούς αστέρες, οι RR Λύρας σπάνια παρατηρούνται σε ζεύγη. [6]

Ιδιότητες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι αστέρες RR Λύρας πάλλονται με τρόπο παρόμοιο με τους Κηφείδες, αλλά η φύση και το ιστορικό αυτών των αστέρων πιστεύεται ότι είναι μάλλον διαφορετικές. Όπως όλοι οι μεταβλητοί αστέρες στην ζώνη αστάθειας , οι παλμοί προκαλούνται από τον μηχανισμό κ , όταν η αδιαφάνεια του ιονισμένου ηλίου ποικίλλει ανάλογα με τη θερμοκρασία του.

Οι RR Λύρας είναι παλιοί, σχετικά χαμηλής μάζας, αστέρες του πληθυσμού ΙΙ , κοινοί με τους μεταβλητούς W Virginis και BL Herculis , Κηφείδες τύπου II . Οι κλασικοί Κηφείδες είναι μεγαλύτερης μάζας αστέρες πληθυσμού I. Οι RR Λύρας μεταβλητοί είναι πολύ πιο συχνοί από τους Κηφείδες, αλλά και πολύ λιγότερο φωτεινοί. Το μέσο απόλυτο μέγεθος ενός αστέρα RR Λύρας είναι περίπου +0,75, μόνο 40 ή 50 φορές φωτεινότερο από τον Ήλιο. [7] Η περίοδος είναι μικρότερη, συνήθως λιγότερο από μία ημέρα, μερικές φορές φτάνει και τις επτά ώρες. Ορισμένοι αστέρες RRab, συμπεριλαμβανομένου του ίδιου του RR Lyrae, επιδεικνύουν το φαινόμενο Blazhko, στο οποίο υπάρχει μια εμφανής διαμόρφωση φάσης και εύρους. [8]

Συνθήκες περιόδου φωτεινότητας[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σε αντίθεση με τους Κηφείδες, οι μεταβλητοί RR Λύρας δεν ακολουθούν μια αυστηρή σχέση περιόδου φωτεινότητας σε οπτικά μήκη κύματος, αν και το κάνουν στην υπέρυθρη ζώνη Κ . [9] Συνήθως αναλύονται χρησιμοποιώντας μια σχέση περιόδου-χρώματος, για παράδειγμα χρησιμοποιώντας μια συνάρτηση Wesenheit. Με αυτόν τον τρόπο, μπορούν να χρησιμοποιηθούν ως πρότυπα κεριά για μετρήσεις απόστασης αν και υπάρχουν δυσκολίες με τις επιπτώσεις της μεταλλικότητας, της αμυδρότητας και της ανάμειξης. Η επίδραση της ανάμειξης μπορεί να επηρεάσει τους RR Λύρας που λαμβάνονται δειγματοληπτικά κοντά στους πυρήνες των σφαιρωτών σμηνών, οι οποίοι είναι τόσο πυκνοί ώστε σε παρατηρήσεις χαμηλής ανάλυσης πολλαπλοί αστέρες μπορεί να εμφανιστούν ως ένας μόνο στόχος. Έτσι η φωτεινότητα που μετράται για αυτό το φαινομενικά μονό αστέρι (π.χ. ένας RR Λύρας) είναι λανθασμένα πολύ φωτεινή, δεδομένου ότι πολλοί αστέρες συνέβαλαν στη φωτεινότητα που καθορίστηκε. Συνεπώς, η υπολογιζόμενη απόσταση είναι λανθασμένη και ορισμένοι ερευνητές υποστήριξαν ότι το φαινόμενο ανάμειξης μπορεί να εισαγάγει μια συστηματική αβεβαιότητα στη κλίμακα κοσμικής απόστασης και μπορεί να αποδεχθεί ένα συστηματικό σφάλμα στην εκτιμώμενη ηλικία του σύμπαντος και της σταθεράς του Hubble . [10] [11] [12]

Πρόσφατες εξελίξεις[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble έχει εντοπίσει αρκετούς υποψήφιους αστέρες RR Λύρας σε σφαιρωτά σμήνη του γαλαξία της Ανδρομέδας [13] και έχει μετρήσει την απόσταση από τον πρότυπο αστέρα RR Lyrae. [14]

Το διαστημικό τηλεσκόπιο Kepler έδωσε εκτεταμένη κάλυψη ενός μόνο πεδίου με ακριβή φωτομετρικά δεδομένα. Ο πρότυπος ομώνυμος αστέρας RR Lyrae ήταν στην οπτική γωνία του Kepler. [15]

Η αποστολή Gaia αναμένεται να βελτιώσει σημαντικά τη γνώση των αστέρων RR Λύρας παρέχοντας ομοιογενή φασματογραφική πληροφορία ενός μεγάλου πληθυσμού τέτοιων αστέρων. [16]

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Smith, Horace Α., RR Lyrae Stars , Cambridge (2004)
  2. ↑ Pritchet, Christopher J.; Van Den Bergh, Sidney (1987). «Observations of RR Lyrae stars in the halo of M31». Astrophysical Journal 316: 517. doi:10.1086/165223. Bibcode: 1987ApJ...316..517P. 
  3. ↑ Clementini, G.; Federici, L.; Corsi, C.; Cacciari, C.; Bellazzini, M.; Smith, H. A. (2001). «RR Lyrae Variables in the Globular Clusters of M31: A First Detection of Likely Candidates». The Astrophysical Journal 559 (2): L109. doi:10.1086/323973. Bibcode: 2001ApJ...559L.109C. 
  4. ↑ Christensen-Dalsgaard, J.; Balona, L. A.; Garrido, R.; Suárez, J.C. (Oct 20, 2012). «Stellar Pulsations: Impact of New Instrumentation and New Insights». Astrophysics and Space Science Proceedings. ISBN 9783642296307. https://books.google.com/?id=uvWyxYL1Z0AC&pg=PA103&dq=rr+lyrae+rrab#v=onepage&q=rr%20lyrae%20rrab&f=false. Ανακτήθηκε στις 17 October 2014. 
  5. ↑ Clement, Christine M.; Muzzin, Adam; Dufton, Quentin; Ponnampalam, Thivya; Wang, John; Burford, Jay; Richardson, Alan; Rosebery, Tara και άλλοι. (2001). «Variable Stars in Galactic Globular Clusters». The Astronomical Journal 122 (5): 2587. doi:10.1086/323719. Bibcode: 2001AJ....122.2587C. https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2001-11_122_5/page/2587. 
  6. ↑ Hajdu, G.; Catelan, M.; Jurcsik, J.; Dékány, I.; Drake, A.J.; Marquette, B. (2015). «New RR Lyrae variables in binary systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 449 (1): L113–L117. doi:10.1093/mnrasl/slv024. Bibcode: 2015MNRAS.449L.113H. 
  7. ↑ Layden, A. C.; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. (August 1996). «The Absolute Magnitude and Kinematics of RR Lyrae Stars via Statistical Parallax». Astron. J. 112: 2110–2131. doi:10.1086/118167. Bibcode: 1996AJ....112.2110L. 
  8. ↑ Szabó, R.; Kolláth, Z.; Molnár, L.; Kolenberg, K.; Kurtz, D. W.; Bryson, S. T.; Benkő, J. M.; Christensen-Dalsgaard, J. και άλλοι. (2010). «Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 409 (3): 1244. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17386.x. Bibcode: 2010MNRAS.409.1244S. 
  9. ↑ Catelan, M.; Pritzl, Barton J.; Smith, Horace A. (2004). «The RR Lyrae Period-Luminosity Relation. I. Theoretical Calibration». The Astrophysical Journal Supplement Series 154 (2): 633. doi:10.1086/422916. Bibcode: 2004ApJS..154..633C. 
  10. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W.; Lane, D. (2012). «The Impact of Contaminated RR Lyrae/Globular Cluster Photometry on the Distance Scale». The Astrophysical Journal Letters 752: L10. doi:10.1088/2041-8205/752/1/L10. Bibcode: 2012ApJ...752L..10M. 
  11. ↑ Lee, Jae-Woo; López-Morales, Mercedes; Hong, Kyeongsoo; Kang, Young-Woon; Pohl, Brian L.; Walker, Alistair (2014). «Toward a Better Understanding of the Distance Scale from RR Lyrae Variable Stars: A Case Study for the Inner Halo Globular Cluster NGC 6723». The Astrophysical Journal Supplement 210: 6. doi:10.1088/0067-0049/210/1/6. Bibcode: 2014ApJS..210....6L. 
  12. ↑ Neeley, J. R.; Marengo, M.; Bono, G.; Braga, V. F.; Dall'Ora, M.; Stetson, P. B.; Buonanno, R.; Ferraro, I. και άλλοι. (2015). «On the Distance of the Globular Cluster M4 (NGC 6121) Using RR Lyrae Stars. II. Mid-infrared Period-luminosity Relations». The Astrophysical Journal 808: 11. doi:10.1088/0004-637X/808/1/11. Bibcode: 2015ApJ...808...11N. 
  13. ↑ Clementini, G.; Federici, L.; Corsi, C.; Cacciari, C.; Bellazzini, M.; Smith, H. A. (2001). «RR Lyrae Variables in the Globular Clusters of M31: A First Detection of Likely Candidates». The Astrophysical Journal 559 (2): L109. doi:10.1086/323973. Bibcode: 2001ApJ...559L.109C. 
  14. ↑ Benedict, G. Fritz και άλλοι. (January 2002). «Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator RR Lyrae». The Astronomical Journal 123 (1): 473–484. doi:10.1086/338087. Bibcode: 2002AJ....123..473B. https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2002-01_123_1/page/473. 
  15. ↑ Kinemuchi, Karen (2011). «RR Lyrae Research with the Kepler Mission». RR Lyrae Stars: 74. Bibcode: 2011rrls.conf...74K. https://archive.org/details/arxiv-1107.0297. 
  16. ↑ Bono, G. (2003). «The Cepheid and RR Lyrae instability strip with GAIA». GAIA Spectroscopy: Science and Technology 298: 245. Bibcode: 2003ASPC..298..245B. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Μεταβλητοί_αστέρες_RR_Λύρας&oldid=9405936"