RR Lyrae típusú változó

Az RR Lyra típusú változók a lüktető változócsillagok  egy osztálya , amelynek prototípusa az RR Lyra csillag volt . Az ilyen csillagok meglehetősen régiek és kis tömegűek, és főleg gömbhalmazokban találhatók . Az összes RR Lyrae csillag fényereje közel azonos, ezért szabványos gyertyaként használják [1] .

Tanulmánytörténet

Az RR Lyrae változókat először Solon Irving Bailey fedezte fel 1895-ben, miközben az Omega Centauri gömbölyű csillaghalmazt tanulmányozta . A következő 20 évben számos változócsillagot fedezett fel és tanulmányozott gömbhalmazokban, bevezette fénygörbéik alakja alapján osztályozásukat , amelyet bizonyos módosításokkal ma is használnak [2] [3] .

Williamina Fleming 1899-ben fedezte fel magát az RR Lyra csillagot , amely ennek az osztálynak a prototípusa lett, majd 1901-ben fedezte fel változékonyságát [2] [4] .

A 20. század elején Szergej Blazsko felfedezte, hogy az XZ Cygnus és az RW Draco csillagokban megváltozik a fénygörbe alakja és a fényesség amplitúdója . Ezt a jelenséget Blazhko-effektusnak [2] nevezik .

Alternatív címek

Az RR Lyrae változók nagy számban fordulnak elő gömbhalmazokban, ezért is nevezték őket korábban globuláris klaszterváltozóknak. A múltban a "rövid periódusú kefeidák" elnevezés is gyakori volt, mivel fénygörbéik hasonlóak voltak a kefeidák fénygörbéihez : mindkét csillagosztály fényessége gyors növekedést és lassabb bomlást mutat. Ez a név azonban nem veszi figyelembe a csillagok közötti komoly fizikai különbségeket, ezért nem használják. Végül egy másik elavult név is ismert: "antalgoli". Itt a fénygörbe alakját is értjük: a fogyatkozó csillagok , különösen az Algol , legtöbbször maximális fényerőn, kis részében pedig minimumon vannak, míg az RR Lyrae csillagok ennek ellenkezője [1] [2 ] .

Jellemzők

Az RR Lyrae változók az A spektrális osztályba tartozó óriások , amelyek a Hertzsprung-Russell diagram vízszintes ágán fekszenek . Az ilyen csillagok fényereje alig különbözik, körülbelül 40 L⊙ ( az abszolút csillagmagasság  általában 0,4-0,8 m ) , és főként a fémességtől függ [2] [5] :

Ezért az RR Lira típusú változókat szabványos gyertyákként használják . Az RR Lyrae változók tömege körülbelül 0,7 M ⊙ . Ilyen tömeg mellett a nagy fényerő annak a ténynek köszönhető, hogy ezek a csillagok az evolúció későbbi szakaszában vannak: ezek a csillagok több mint 12 milliárd évesek. Tehát ezek a II. populációba tartozó régi csillagok , amelyek kevés nehéz elemet tartalmaznak, és a Galaxis gömb alakú alrendszerében helyezkednek el . Az ilyen csillagok gömbhalmazokban találhatók, nyitott halmazokban azonban nem , mivel az utóbbiak sokkal gyorsabban bomlanak le, míg kettőscsillagokban gyakorlatilag soha nem. Mivel a változócsillagok általában nincsenek jelölve a Hertzsprung-Russell diagramon, az RR Lyrae csillagok az úgynevezett Schwarzschild-rést [1] [2] [5] [6] [7] [8] alkotják .

Az ilyen csillagok pulzálási periódusa 0,2-1,2 nap, a fényességváltozások amplitúdója pedig legfeljebb 2 m . A fénygörbéket a fényerő gyors növekedése és lassú csökkenése jellemzi. A cefeidákhoz hasonlóan a fényesség maximuma egybeesik a hőmérsékleti maximummal [1] [5] . Ezenkívül néhány RR Lyrae változó Blazhko-effektust mutat : a fénygörbe alakjának és amplitúdójának periodikus változását. Az ilyen változások periódusa általában két nagyságrenddel nagyobb, mint a csillag pulzálási periódusa, és nyilvánvalóan a csillag mágneses mezejének pulzációi okozzák. A Blazhko-effektus nyilvánvalóan nem jár evolúciós változásokkal - a számítások szerint az evolúció eredményeként a változékonyság periódusának változása körülbelül 0,1 nap/millió év [2] .

Az RR Lyrae változók másik jellemzője, hogy a különböző vonalak spektrális típusának becslésekor eltérő eredményeket kapunk. Ennek a különbségnek a számszerűsítésére az úgynevezett Preston-indexet [2] használjuk :

vagyis az ionizált kalcium vonalaiból és a hidrogén vonalaiból meghatározott spektrális típus különbségét felvesszük és megszorozzuk 10-zel. Például, ha a hidrogén spektrális típusa A8, a kalcium pedig A5, akkor . Ennek az osztálynak a különböző csillagainál a Preston-index általában 0 és 10 között van, így a különbség egy egész spektrális osztályt is elérhet. Kiderült, hogy ez a mutató viszont a csillagban lévő nehéz elemek bőségével függ össze – az ilyen változók fémessége a majdnem napenergiatól a napenergia alattiig három nagyságrenddel változik [2] [5] .

Osztályozás

A változócsillagok általános katalógusában az RR Lyrae változókat két típusra osztják [2] [3] :

• Az RRAB  változók aszimmetrikus fénygörbével (meredekebb emelkedő ág), 0,3-1,2 napos periódusokkal és 0,5 m -től 2 m -ig terjedő amplitúdójú változók (például Lyra RR ). Bailey kezdetben két osztályt vezetett be: RRa és RRb, amelyek a felszálló ág meredekségében különböztek egymástól, de később kiderült, hogy nincs köztük egyértelmű határ, és összevonták őket.
• Az RRC  szimmetrikusabb változók, hasonlóak a szinuszos fénygörbékhez és a 0,2-0,4 napos periódusokhoz, és amplitúdója nem haladja meg a 0,5 m -t (például az SX UMa ). A csillagok lüktetésének modern elmélete szerint az RRab altípustól eltérően (az alaphangban lüktető), az RRc altípusú csillagok a felhangban pulzálnak .

A jelenség fizikája

Pulzációs mechanizmus

Általában a csillagok termodinamikai egyensúlyban vannak , vagyis a csillag belső gáznyomása és saját tömege egyensúlyban van. Ha megzavarják, például egy csillag kitágul vagy összehúzódik, akkor hajlamos visszatérni az egyensúlyi állapotba, és megindulnak benne az oszcillációk. Az ilyen ingadozások periódusa a csillag sűrűségéhez kapcsolódik a következőképpen [7] [9] :

hol  van a gravitációs állandó . Például a Nap esetében, amelynek átlagos sűrűsége 1,4 g/cm3 , ez az időszak valamivel kevesebb, mint egy óra [9] .

Ha valamilyen okból egy közönséges csillag elveszti egyensúlyát, akkor oszcillálni kezd, de ezek az oszcillációk gyorsan elhalnak. A pulzáló változók megfigyelései azt mutatják, hogy rezgésük nem csökken, ami azt jelenti, hogy valamilyen energiaforrással kell rendelkezniük. 1917-ben Arthur Eddington egy ma már általánosan elfogadott mechanizmust javasolt, amelyet "kappa mechanizmusnak" vagy "Eddington szelepnek" [9] [10] neveznek .

Maga a mechanizmus a következő: pulzáló változókban van egy ionizált héliumréteg , amelynek vastagsága a csillag sugarának 1-2%-a. A He III (kétszeresen ionizált hélium) kevésbé átlátszó, mint a He II (egyszeresen ionizált hélium), és minél magasabb a hőmérséklet, annál inkább duplán ionizálódik a hélium. Emiatt a héliumréteg kevésbé átlátszóvá válik, elkezdi felfogni az energiát és egyben felmelegszik, ami a csillag kitágulását okozza. Táguláskor a héliumréteg hőmérséklete ismét csökken, a He III részleges rekombinációja és átalakulása He II-vé válik, és átlátszóbbá válik, sugárzó energiát adva át a külső rétegekbe. Emiatt a csillag belső rétegeiben csökken a nyomás, a gravitáció hatására a csillag ismét összehúzódik, és a folyamat megismétlődik [9] .

Ráadásul a kappa pulzációs mechanizmus nem minden csillagnál lehetséges. Csak bizonyos hőmérsékletű csillagok tudnak pulzálni, és az ilyen csillagok instabilitási sávot alkotnak a Hertzsprung-Russell diagramon [9] .

Az RR Lyrae csillagok evolúciós szakasza

A csillagok életének leghosszabb szakaszában - a fő sorozatban - a csillagok hidrogént  égetnek el a magban, de egy ponton véget ér. A csillag leereszkedik a fő sorozatból, átmegy egy alóriás és egy vörös óriás szakaszán, majd a 2,5-3 M -nál kisebb tömegű csillagokban héliumvillanás következik be ⊙ - a héliummal  kapcsolatos reakciók robbanásszerű megindulása , és a csillag elhalad. az úgynevezett vízszintes ágra [7] [11] .

A vízszintes ág csillagai közel azonos fényerővel, de eltérő felületi hőmérséklettel rendelkeznek. A Hertzsprung-Russell diagramon egy instabilitási sáv halad át a vízszintes ágon, és a metszéspontjukban nincsenek állandó fényű csillagok – ezt a területet „ Schwarzschild-résnek ” nevezik. Az RR Lyrae típusú változók pontosan ebben a résben helyezkednek el, és ahhoz, hogy egy héliumvillanás után vagy egy idő után azonnal beleeshessenek, a csillagoknak egy bizonyos kezdeti tömeggel kell rendelkezniük - 0,8-0,9 M ⊙ , mivel a Az evolúció során egy ilyen csillag veszít 0,1-0,2 M ⊙  - és egy bizonyos kort, mivel a csillag élettartama közvetlenül függ a tömegétől [2] [7] [12] .

A globuláris klaszterek paraméterei és az RR Lyrae változók közötti kapcsolat

Nem minden gömbhalmaz egyformán gazdag RR Lyrae változókban: például az M 13 -as halmazban gyakorlatilag nincsenek ilyen változók , mivel ott a vízszintes ágcsillagok túl melegek. Ellenkezőleg, a 47-es Tucanae -halmazban a teljes vízszintes ág az alacsonyabb hőmérsékletek tartományában fekszik, és gyakorlatilag ott sincsenek RR Lyrae csillagok. A klaszter vízszintes ágának morfológiája a benne lévő nehéz elemek mennyiségétől függ: minél alacsonyabb a klaszter fémessége , annál kékebb lesz a vízszintes ág. Mindazonáltal, bár a fémesség és a vízszintes ág helyzetének függése jól követhető, a klaszter paraméterei ehhez képest meglehetősen nagy szórással rendelkeznek. Ez azt jelenti, hogy valamilyen más paraméter vagy ezek kombinációja befolyásolja a vízszintes ág morfológiáját. Úgy gondolják, hogy a csillagokban lévő szén , nitrogén és oxigén mennyisége vagy más paraméterek befolyásolhatják, de eddig nem sikerült teljes mértékben megmagyarázni a gömbhalmazok megfigyelt sokféleségét. Így a második paraméter problémája megoldatlan marad (vagy a "harmadik paraméter problémája", ha figyelembe vesszük a klaszter életkorának befolyását) [2] [13] .

A globuláris klaszterek tanulmányozása során a következő jellemzőt fedezték fel: ha minden megfelelő számú RR Lyrae változóval rendelkező klaszterre átlagolják az RRAB altípus változóinak periódusait, akkor a klaszterek két osztályba oszthatók: az első ( Az Oo I, például az M 3 ) átlagos időtartama körülbelül 0,55 nap, a második (Oo II, példa - M 15 ) pedig körülbelül 0,65 nap. Ezt a jelenséget Oosterhoff-effektusnak nevezik. Annak ellenére, hogy ezeknek az értékeknek a szóródása még mindig jelen van, a Tejútrendszerben nem találtak olyan klasztereket, amelyek az átlagos periódushoz képest köztes értékkel rendelkeznének [2] .

Jegyzetek

1. ↑ 1 2 3 4 Kononovich E.V., Moroz V.I. A csillagászat általános kurzusa. — 2., javítva. - 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. RR Lyrae típusú változók. OKPZ típusok: RRAB, RRC, RR(B). . Letöltve: 2010. június 18. Az eredetiből archiválva : 2021. február 3.. (határozatlan)
3. ↑ 1 2 5.2 Változócsillagok gömbhalmazokban . Asztronet . Asztronet . Letöltve: 2020. június 13. Az eredetiből archiválva : 2020. június 13. (határozatlan)
4. ↑ Burnham, Robert, Jr. (1978), Burnham's Celestial Handbook , vol. 2, New York: Dover Publications , ISBN 0-486-23568-8 , < https://books.google.com/books?id=wB9uZ9lH5bgC&pg=PA1154 > Archiválva 2020. augusztus 12-én a Wayback Machine -nél 
5. ↑ 1 2 3 4 Horace A. Smith. R. R. Lyrae Stars . - P. 9-15. — 156 p. Archiválva : 2020. június 13. a Wayback Machine -nél
6. ↑ Layden, AC; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. Az RR Lyrae csillagok abszolút nagysága és kinematikája statisztikai parallaxon keresztül   // Astron . J  .: folyóirat. - 1996. - augusztus ( 112. kötet ). - P. 2110-2131 . - doi : 10.1086/118167 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/9608108 .
7. ↑ 1 2 3 4 Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner. Alapvető csillagászat . - Springer, 2007. - S. 249-254, 282. - 510 p. - ISBN 978-3-540-00179-9 . Archiválva : 2020. június 5. a Wayback Machine -nél
8. ↑ Hajdu, G.; Catelan, M.; Jurcsik, J.; Dekany, I.; Drake, AJ; Marquette, B. Új RR Lyrae változók bináris rendszerekben  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : folyóirat  . - Oxford University Press , 2015. - Vol. 449 , sz. 1 . —P.L113 – L117 . - doi : 10.1093/mnrasl/slv024 . - . - arXiv : 1502.01318 .
9. ↑ 1 2 3 4 5 Kononovich E.V., Moroz V.I. A csillagászat általános kurzusa. — 2., javítva. - URSS, 2004. - S. 402-403. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
10. ↑ Smith, D. H. Eddington's Valve and Cepheid Pulsations  // Égbolt és teleszkóp  : magazin  . - 1984. - 1. évf. 68 . - 519. o . — Iránykód .
11. ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Csillagok és csillagpopulációk  evolúciója // Evolution of Stars and Stellar Populations. - 2005. - .
12. ↑ Kononovics E.V., Moroz V.I. A csillagászat általános kurzusa. — 2., javítva. - URSS, 2004. - S. 400. - 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
13. ↑ Csillagcsillagászat előadásokban . Asztronet . Letöltve: 2021. február 23. Az eredetiből archiválva : 2021. február 3.. (határozatlan)

Linkek

• Robert Nemiroff és Jerry Bonnell. M3: illékony gömbhalmaz . Asztronet/Astronomy Picture of the Day . Asztronet . (határozatlan)

Szótárak és enciklopédiák	nagy kínai Britannica (online)