Переменная RR Лиры - RR Lyrae variable

Эта статья о классе переменных звезд. Для прототипа звезды класса см. RR Lyrae.
Переменные звезды типа RR Лиры попадают в определенную область на Диаграмма Герцшпрунга – Рассела цвета по сравнению с яркостью.

Переменные RR Лиры периодические переменные звезды, обычно встречается в шаровые скопления. Они используются как стандартные свечи для измерения (дополнительных) галактических расстояний, помогая с космическая дистанционная лестница. Этот класс назван в честь прототипа и самого яркого примера, RR Lyrae.

Они пульсируют горизонтальная ветвь звезды спектральный класс A или F, с массой около половины солнце с. Считается, что во время ветка красного гиганта фазы, и когда-то были звездами аналогичной или немного меньшей массы, чем Солнце, около 0,8 солнечной массы.

В современной астрономии соотношение период-светимость делает их хорошими стандартные свечи для относительно близких целей, особенно в пределах Млечного Пути и Местная группа. Они также часто становятся объектами изучения шаровые скопления и химия (и квантовая механика) старых звезд.

Открытие и признание

Диаграмма H-R для шаровое скопление M5, с горизонтальной ветвью, отмеченной желтым, а известные звезды RR Лиры - зеленым

В обзорах шаровых скоплений эти переменные «кластерного типа» были быстро идентифицированы в середине 1890-х годов, особенно Э. К. Пикеринг.

Вероятно, первая звезда определенного типа RR Лиры, найденная вне скопления, была У Лепорис, обнаруженный Я. Каптейн в 1890 г.

Звездный прототип RR Lyrae был открыт до 1899 г. Уильямина Флеминг, и сообщалось Пикерингом в 1900 г. как «неотличимыми от переменных кластерного типа».

С 1915 по 1930-е годы RR Lyraes становились все более и более популярными как класс звезд, отличный от звездных. классические цефеиды из-за их более коротких периодов, различного положения в галактике и химических различий. Переменные типа RR Лиры - бедные металлами звезды населения II.[1]

RR Лиры трудно наблюдать во внешних галактики из-за присущей им слабости. (Фактически, Вальтер Бааде не удалось найти их в Галактика Андромеды заставили его подозревать, что галактика находится намного дальше, чем предполагалось, чтобы пересмотреть калибровку Цефеид переменные, и предложить концепцию звездное население.[1]) С использованием Телескоп Канада-Франция-Гавайи в 1980-х годах Притчет и ван ден Берг обнаружили RR Лиры в галактическом гало Андромеды.[2] и совсем недавно в его шаровых скоплениях.[3]

Классификация

Звезды типа RR Лиры условно делятся на три основных типа:[1] после классификации по С.И. Бейли по форме кривых яркости звезд:

  • Переменные RRab являются наиболее распространенными, составляя 91% от всех наблюдаемых RR Lyrae, и демонстрируют крутые подъемы яркости, типичные для RR Lyrae.
  • RRc менее распространены, составляют 9% наблюдаемых лир RR, имеют более короткие периоды и более синусоидальные вариации.
  • RRd встречаются редко и составляют от <1% до 30%.[4] RR Lyrae в системе и являются двухрежимными пульсаторами, в отличие от RRab и RRc

Распределение

RR Лиры типа переменные звезды вблизи центра Галактики от ВВВ ESO общественный опрос

Звезды типа RR Лиры ранее назывались "переменными скопления" из-за их сильной (но не исключительной) связи с шаровые скопления; и наоборот, более 80% всех переменных, известных в шаровых скоплениях, являются RR Лиры.[5] Звезды типа RR Лиры встречаются на всех галактических широтах, в отличие от классические цефеиды, которые прочно связаны с галактической плоскостью.

Из-за своего преклонного возраста лиры RR обычно используются для отслеживания определенных популяций в Млечном Пути, включая ореол и толстый диск.[6]

В несколько раз больше лир RR известно, чем всех цефеид вместе взятых; в 1980-х годах было известно около 1900 шаровых скоплений. По некоторым оценкам, в Млечном Пути их около 85000 человек.[1]

Хотя двойная звезда системы общие для типичных звезд, RR Лиры очень редко наблюдаются парами.[7]

Характеристики

Звезды типа RR Лиры пульсируют аналогично Цефеид переменные, но считается, что природа и история этих звезд весьма различны. Как и все переменные на Полоса нестабильности цефеид, пульсации вызваны κ-механизм, когда непрозрачность ионизированного гелия зависит от его температуры.

Лиры RR старые, относительно невысокой массы, Население II звезды, вместе с W Virginis и BL Herculis переменные, цефеиды типа II. Классические переменные цефеид более высокая масса население I звезды. Переменные RR Лиры гораздо более распространены, чем цефеиды, но также гораздо менее светящиеся. Среднее абсолютная величина звезды типа RR Лиры примерно +0,75, всего в 40-50 раз ярче, чем наша солнце.[8] Их период короче, обычно менее одного дня, иногда до семи часов. Некоторые звезды RRab, включая саму RR Lyrae, демонстрируют Эффект блажко в котором есть заметная фазовая и амплитудная модуляция.[9]

Отношения период-светимость

Типичная кривая блеска лиры RR

В отличие от переменных цефеид, переменные RR Лиры не подчиняются строгому соотношению период-светимость на видимых длинах волн, хотя и в инфракрасном диапазоне. Группа K.[10] Обычно они анализируются с использованием отношения период-цвет, например, с помощью функции Wesenheit. Таким образом, их можно использовать как стандартные свечи для измерения расстояния, хотя есть трудности с эффектами металличности, бледности и смешивания. Эффект смешения может повлиять на переменные RR Лиры, выбранные вблизи ядер шаровых скоплений, которые настолько плотны, что при наблюдениях с низким разрешением несколько (неразрешенных) звезд могут отображаться как одна цель. Таким образом, яркость, измеренная для этой, казалось бы, единственной звезды (например, переменной RR Лиры), ошибочно слишком яркая, учитывая, что эти неразрешенные звезды способствовали определению яркости. Следовательно, вычисленное расстояние неверно, и некоторые исследователи утверждали, что эффект смешения может внести систематическую неопределенность в космическая дистанционная лестница, и может изменить оценочный возраст Вселенной и Постоянная Хаббла.[11][12][13]

Последние достижения

В Космический телескоп Хаббла идентифицировал несколько кандидатов в RR Лиры в шаровых скоплениях Галактика Андромеды[3] и измерил расстояние до звезды-прототипа RR Lyrae.[14]

В Кеплер Космический телескоп обеспечил расширенный охват одного поля с точными фотометрическими данными. Сам RR Lyrae находился в поле зрения Кеплера.[15]

В Миссия Gaia нанесли на карту 140 784 лиры RR, из которых 50 220 ранее не считались изменяемыми, а 54 272 межзвездное поглощение оценки доступны.[16]

Рекомендации

  1. ^ а б c d Смит, Гораций А. (2004). RR Lyrae Stars. Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-54817-5.
  2. ^ Притчет, Кристофер Дж .; Ван ден Берг, Сидней (1987). «Наблюдения звезд типа RR Лиры в гало M31». Астрофизический журнал. 316: 517. Bibcode:1987ApJ ... 316..517P. Дои:10.1086/165223.
  3. ^ а б Clementini, G .; Federici, L .; Corsi, C .; Cacciari, C .; Беллаццини, М .; Смит, Х.А. (2001). «Переменные RR Лиры в шаровых скоплениях M31: первое обнаружение вероятных кандидатов». Астрофизический журнал. 559 (2): L109. arXiv:Astro-ph / 0108418. Bibcode:2001ApJ ... 559L.109C. Дои:10.1086/323973.
  4. ^ Christensen-Dalsgaard, J .; Balona, ​​L.A .; Гарридо, Р .; Суарес, Дж. К. (20 октября 2012 г.). «Звездные пульсации: влияние новых приборов и новых открытий». Труды по астрофизике и космическим наукам. ISBN  978-3-642-29630-7.
  5. ^ Клемент, Кристина М .; Маззин, Адам; Дюфтон, Квентин; Поннампалам, Тивья; Ван, Джон; Берфорд, Джей; Ричардсон, Алан; Роузбери, Тара; Роу, Джейсон; Хогг, Хелен Сойер (2001). «Переменные звезды в шаровых скоплениях галактик». Астрономический журнал. 122 (5): 2587–2599. arXiv:Astro-ph / 0108024. Bibcode:2001AJ .... 122.2587C. Дои:10.1086/323719.
  6. ^ Возякова, О. В .; Сефако, Р .; Расторгуев, А. С .; Кравцов, В. В .; Князев, А.Ю .; Бердников, Л. Н .; Дамбис, А. К. (11 ноября 2013 г.). «Переменные RR Лиры: визуальная и инфракрасная светимость, собственные цвета и кинематика». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 435 (4): 3206–3220. arXiv:1308.4727. Дои:10.1093 / mnras / stt1514. ISSN  0035-8711.
  7. ^ Hajdu, G .; Catelan, M .; Jurcsik, J .; Dékány, I .; Дрейк, A.J .; Маркетт, Б. (2015). "Новые переменные Лиры RR в двоичных системах". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 449 (1): L113 – L117. arXiv:1502.01318. Bibcode:2015МНРАС.449Л.113Х. Дои:10.1093 / mnrasl / slv024.
  8. ^ Layden, A.C .; Хэнсон, Роберт Б .; Хоули, Сюзанна Л .; Klemola, Arnold R .; Хэнли, Кристофер Дж. (Август 1996 г.). «Абсолютная величина и кинематика звезд типа RR Лиры с помощью статистического параллакса». Astron. J. 112: 2110–2131. arXiv:Astro-ph / 9608108. Bibcode:1996AJ .... 112.2110L. Дои:10.1086/118167.
  9. ^ Szabó, R .; Kolláth, Z .; Molnár, L .; Коленберг, К .; Курц, Д. В .; Bryson, S.T .; Benk, J.M .; Christensen-Dalsgaard, J .; Kjeldsen, H .; Borucki, W. J .; Koch, D .; Twicken, J.D .; Chadid, M .; Di Criscienzo, M .; Jeon, Y.-B .; Москалик, П .; Nemec, J.M .; Нуспл, Дж. (2010). «Раскрывает ли Кеплер тайну эффекта Блажко? Первое обнаружение удвоения периода у звезд Кеплера Блажко RR Лиры». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 409 (3): 1244. arXiv:1007.3404. Bibcode:2010МНРАС.409.1244С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17386.x.
  10. ^ Catelan, M .; Pritzl, Barton J .; Смит, Гораций А. (2004). "Связь периода Лиры и светимости. I. Теоретическая калибровка". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 154 (2): 633. arXiv:Astro-ph / 0406067. Bibcode:2004ApJS..154..633C. Дои:10.1086/422916.
  11. ^ Majaess, D .; Тернер, Д .; Gieren, W .; Лейн, Д. (2012). «Влияние загрязненной RR Лиры / фотометрии шарового скопления на шкалу расстояний». Письма в астрофизический журнал. 752 (1): L10. arXiv:1205.0255. Bibcode:2012ApJ ... 752L..10M. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 752/1 / L10.
  12. ^ Ли, Джэ Ву; Лопес-Моралес, «Мерседес»; Хонг, Кёнсу; Канг, Ён-Вун; Pohl, Brian L .; Уокер, Алистер (2014). «На пути к лучшему пониманию шкалы расстояний от переменных звезд типа RR Лиры: пример шарового скопления NGC 6723 во внутреннем гало». Приложение к астрофизическому журналу. 210 (1): 6. arXiv:1311.2054. Bibcode:2014ApJS..210 .... 6л. Дои:10.1088/0067-0049/210/1/6.
  13. ^ Neeley, J. R .; Marengo, M .; Bono, G .; Брага, В. Ф .; Далл'Ора, М .; Стетсон, П. Б .; Buonanno, R .; Ферраро, I .; Freedman, W. L .; Iannicola, G .; Madore, B. F .; Matsunaga, N .; Monson, A .; Persson, S.E .; Scowcroft, V .; Зайберт, М. (2015). «О расстоянии до шарового скопления M4 (NGC 6121) с использованием звезд RR Лиры. II. Связь периода и светимости в среднем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал. 808 (1): 11. arXiv:1505.07858. Bibcode:2015ApJ ... 808 ... 11N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 808/1/11.
  14. ^ Бенедикт, Дж. Фриц; и другие. (Январь 2002 г.). "Астрометрия с космическим телескопом Хаббла: параллакс фундаментального калибратора расстояний RR Lyrae". Астрономический журнал. 123 (1): 473–484. arXiv:astro-ph / 0110271. Bibcode:2002AJ .... 123..473B. Дои:10.1086/338087.
  15. ^ Кинемучи, Карен (2011). "Исследование лиры RR с миссией Кеплера". RR Lyrae Stars. 5: 74. arXiv:1107.0297. Bibcode:2011rrls.conf ... 74 КБ.
  16. ^ Риелло, М .; Evans, D.W .; Szabados, L .; Sarro, L.M .; Regibo, S .; Риддер, Дж. Де; Eyer, L .; Lecoeur-Taibi, I .; Мовлави, Н. (01.02.2019). «Выпуск данных Gaia 2 - конкретная характеристика и проверка цефеид всего неба и звезд RR Лиры». Астрономия и астрофизика. 622: A60. arXiv:1805.02079. Дои:10.1051/0004-6361/201833374. ISSN  0004-6361.

внешняя ссылка