stringtranslate.com

RR Лиры переменная

Переменные звезды типа RR Лиры попадают в определенную область на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, отображающей зависимость цвета от яркости.

Переменные типа RR Лиры — это периодические переменные звезды , обычно встречающиеся в шаровых скоплениях . Они используются в качестве стандартных свечей для измерения (дополнительных) галактических расстояний, помогая с космической лестницей расстояний . Этот класс назван в честь прототипа и самого яркого примера, RR Лиры .

Они представляют собой пульсирующие звезды горизонтальной ветви спектрального класса A или F с массой около половины массы Солнца . Считается, что они потеряли массу во время фазы ветви красных гигантов и когда-то были звездами с массой около 0,8 солнечных масс.

В современной астрономии соотношение период-светимость делает их хорошими стандартными свечами для относительно близких целей, особенно в пределах Млечного Пути и Местной группы . Они также часто являются объектами исследований шаровых скоплений и химии (и квантовой механики) старых звезд.

Открытие и признание

Диаграмма HR для шарового скопления M5 , где горизонтальная ветвь отмечена желтым цветом, а известные звезды типа RR Лиры — зеленым.

В обзорах шаровых скоплений эти переменные "кластерного типа" быстро идентифицировались в середине 1890-х годов, особенно EC Pickering . Вероятно, первой звездой, определенно относящейся к типу RR Lyrae, найденной вне скопления, была U Leporis, открытая J. Kapteyn в 1890 году. Прототип звезды RR Lyrae был открыт до 1899 года Williamina Fleming , и о ней сообщил Pickering в 1900 году как о "неотличимой от переменных типа скопления". [1]

С 1915 по 1930 годы RR Лиры стали все больше восприниматься как класс звезд, отличный от классических цефеид , из-за их более коротких периодов, различного расположения в галактике и химических различий. Переменные RR Лиры являются бедными металлами звездами населения II. [1]

RR Лиры оказалось трудно наблюдать во внешних галактиках из-за их внутренней слабости. (На самом деле, неудача Вальтера Бааде в обнаружении их в галактике Андромеды привела его к подозрению, что галактика находится гораздо дальше, чем предполагалось, к пересмотру калибровки переменных цефеид и предложению концепции звездных популяций . [1] ) Используя 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 ее шаровых скоплениях. [3]

Классификация

Звезды типа RR Лиры условно делятся на три основных типа [1] в соответствии с классификацией С.И. Бейли, основанной на форме кривых яркости звезд:

Распределение

Переменные звезды типа RR Лиры, расположенные близко к галактическому центру, согласно публичному обзору VVV ESO

Звезды типа RR Лиры ранее назывались «переменными скоплениями» из-за их сильной (но не исключительной) связи с шаровыми скоплениями ; напротив, более 80% всех известных переменных в шаровых скоплениях являются звездами типа RR Лиры. [5] Звезды типа RR Лиры встречаются на всех галактических широтах, в отличие от классических цефеид , которые тесно связаны с галактической плоскостью.

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

Известно в несколько раз больше RR Лиры, чем всех цефеид вместе взятых; в 1980-х годах в шаровых скоплениях было известно около 1900 таких звезд. По некоторым оценкам, в Млечном Пути их около 85 000. [1]

Хотя двойные звездные системы обычны для типичных звезд, RR Лиры очень редко наблюдаются в двойных системах. [7]

Характеристики

Звезды типа RR Лиры пульсируют подобно переменным типа цефеид , но считается, что природа и история этих звезд довольно различны. Как и все переменные на полосе нестабильности цефеид , пульсации вызваны κ-механизмом , когда непрозрачность ионизированного гелия меняется в зависимости от его температуры.

RR Лиры — старые, относительно маломассивные звезды населения II , общие с переменными типа W Девы и BL Геркулеса , цефеидами типа II . Классические переменные цефеиды — это звезды населения I с большей массой . Переменные типа RR Лиры встречаются гораздо чаще, чем цефеиды, но и гораздо менее яркие. Средняя абсолютная величина звезды типа RR Лиры составляет около +0,75, что всего в 40 или 50 раз ярче Солнца . [ 8] Их период короче, обычно менее одного дня, иногда доходит до семи часов. Некоторые звезды типа RRab, включая саму RR Лиру, демонстрируют эффект Блажко , при котором наблюдается заметная фазовая и амплитудная модуляция. [9]

Соотношения период-светимость

Типичная кривая блеска RR Лиры

В отличие от переменных типа цефеид, переменные типа RR Лиры не следуют строгой зависимости период-светимость на визуальных длинах волн, хотя они следуют ей в инфракрасном диапазоне K. [10] Обычно их анализируют с использованием зависимости период-цвет-светимость, например, с использованием функции Везенхайта. Таким образом, их можно использовать в качестве стандартных свечей для измерения расстояний, хотя существуют трудности с эффектами металличности, тусклости и смешивания. Эффект смешивания может повлиять на переменные типа RR Лиры, отобранные вблизи ядер шаровых скоплений, которые настолько плотны, что при наблюдениях с низким разрешением несколько (неразрешенных) звезд могут выглядеть как одна цель. Таким образом, яркость, измеренная для этой, казалось бы, одиночной звезды (например, переменной типа RR Лиры), ошибочно слишком яркая, учитывая, что эти неразрешенные звезды внесли свой вклад в определяемую яркость. Следовательно, вычисленное расстояние неверно, и некоторые исследователи утверждают, что эффект смешивания может внести систематическую неопределенность в космическую лестницу расстояний и может сместить предполагаемый возраст Вселенной и постоянную Хаббла . [11] [12] [13]

Последние события

Космический телескоп Хаббл идентифицировал несколько кандидатов на RR Лиры в шаровых скоплениях галактики Андромеды [3] и измерил расстояние до прототипа звезды RR Лиры. [14]

Космический телескоп Кеплера обеспечил точное фотометрическое покрытие одного поля через регулярные интервалы в течение длительного периода. 37 известных переменных типа RR Лиры находятся в пределах поля Кеплера, включая саму RR Лиру, и были обнаружены новые явления, такие как удвоение периода. [15]

Миссия Gaia нанесла на карту 140 784 звезды типа RR Лиры, из которых 50 220 ранее не были известны как переменные и для которых доступны 54 272 оценки межзвездного поглощения . [16]

Ссылки

  1. ^ abcde Смит, Хорас 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». Astrophysical Journal . 316 : 517. Bibcode : 1987ApJ...316..517P. doi : 10.1086/165223.
  3. ^ ab Clementini, G.; Federici, L.; Corsi, C.; Cacciari, C.; Bellazzini, M.; Smith, HA (2001). "Переменные RR Лиры в шаровых скоплениях M31: первое обнаружение вероятных кандидатов". The Astrophysical Journal . 559 (2): L109. arXiv : astro-ph/0108418 . Bibcode :2001ApJ...559L.109C. doi :10.1086/323973. S2CID  48632444.
  4. ^ Кристенсен-Дальсгаард, Дж.; Балона, Л.А.; Гарридо, Р.; Суарес, Дж.К. (20 октября 2012 г.). «Звездные пульсации: влияние нового оборудования и новых идей». Труды Astrophysics and Space Science . ISBN 978-3-642-29630-7.
  5. ^ Клемент, Кристин М.; Муззин, Адам; Дафтон, 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 . Бибкод : 2001AJ....122.2587C. дои : 10.1086/323719. S2CID  38359010.
  6. ^ Возякова, О.В.; Сефако, Р.; Расторгуев А.С.; Кравцов В.В.; Князев А.Ю.; Бердников Л.Н.; Дамбис, АК (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.; Drake, AJ; Marquette, B. (2015). "Новые переменные типа RR Лиры в двойных системах". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 449 (1): L113–L117. arXiv : 1502.01318 . Bibcode : 2015MNRAS.449L.113H. doi : 10.1093/mnrasl/slv024 .
  8. ^ Layden, AC; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. (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. doi :10.1086/118167. S2CID  8732647.
  9. ^ Сабо, Р.; Коллат, З.; Молнар, Л.; Коленберг, К.; Курц, Д.В.; Брайсон, СТ; Бенкё, Дж.М.; Кристенсен-Дальсгаард, Дж.; Кьельдсен, Х.; Боруки, В.Дж.; Кох, Д.; Твикен, Дж.Д.; Чадид, М.; Ди Крисциенцо, М.; Джеон, Й.-Б.; Москалик, П.; Немец, Дж.М.; Нуспл, Дж. (2010). «Открывает ли Кеплер тайну эффекта Блажко? Первое обнаружение удвоения периода у звезд Кеплера Блажко RR Лиры». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 409 (3): 1244. arXiv : 1007.3404 . Bibcode : 2010MNRAS.409.1244S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17386.x . S2CID  119190883.
  10. ^ 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. arXiv : astro-ph/0406067 . Bibcode :2004ApJS..154..633C. doi :10.1086/422916. S2CID  119336592.
  11. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W.; Lane, D. (2012). "Влияние загрязненной фотометрии RR Лиры/шарового скопления на шкалу расстояний". The Astrophysical Journal Letters . 752 (1): L10. arXiv : 1205.0255 . Bibcode : 2012ApJ...752L..10M. doi : 10.1088/2041-8205/752/1/L10. S2CID  118528078.
  12. ^ Ли, Чжэ-Ву; Лопес-Моралес, Мерседес; Хонг, Кёнсу; Кан, Ён-Вун; Поль, Брайан Л.; Уокер, Алистер (2014). «К лучшему пониманию шкалы расстояний от переменных звёзд типа RR Лиры: пример шарового скопления внутреннего гало NGC 6723». Приложение к Astrophysical Journal . 210 (1): 6. arXiv : 1311.2054 . Bibcode : 2014ApJS..210....6L. doi : 10.1088/0067-0049/210/1/6. S2CID  119280050.
  13. ^ Нили, младший; Маренго, М.; Боно, Дж.; Брага, ВФ; Далл'Ора, М.; Стетсон, П.Б.; Буонанно, Р.; Ферраро, И.; Фридман, WL; Янникола, Г.; Мадор, БФ; Мацунага, Н.; Монсон, А.; Перссон, SE; Скоукрофт, В.; Зайберт, М. (2015). «О расстоянии до шарового скопления M4 (NGC 6121) с использованием звезд типа RR Лиры. II. Соотношения периода и светимости в среднем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 808 (1): 11. arXiv : 1505.07858 . Бибкод : 2015ApJ...808...11N. дои : 10.1088/0004-637X/808/1/11. S2CID  117031686.
  14. ^ Бенедикт, Г. Фриц и др. (январь 2002 г.). «Астрометрия с космическим телескопом Хаббла: параллакс фундаментального калибратора расстояний RR Лиры». The Astronomical Journal . 123 (1): 473–484. arXiv : astro-ph/0110271 . Bibcode : 2002AJ....123..473B. doi : 10.1086/338087. S2CID  59150013.
  15. ^ Kinemuchi, Karen (2011). "Исследование RR Lyrae с миссией Kepler". RR Lyrae Stars . 5 : 74. arXiv : 1107.0297 . Bibcode : 2011rrls.conf...74K.
  16. ^ Риелло, М.; Эванс, Д.У.; Сабадос, Л.; Сарро, Л.М.; Реджибо, С.; Риддер, Дж. Де; Эйер, Л.; Лекёр-Тайби, И.; Мовлави, Н. (2019-02-01). "Gaia Data Release 2 - Specific characterisation and validation of all-sky Cepheids and RR Lyrae stars". Астрономия и астрофизика . 622 : A60. arXiv : 1805.02079 . Bibcode :2019A&A...622A..60C. doi :10.1051/0004-6361/201833374. ISSN  0004-6361. S2CID  260496633.

Внешние ссылки