Muuttuja tyyppiä RR Lyrae

RR Lyra - tyypin muuttujat ovat sykkivien muuttujatähtien  luokka , jonka prototyyppi oli tähti RR Lyra . Tällaiset tähdet ovat melko vanhoja ja pienimassaisia, ja niitä esiintyy pääasiassa pallomaisissa ryhmissä . Kaikkien RR Lyrae -tähtien valovoimat ovat lähes samat, joten niitä käytetään vakiokynttilöinä [1] .

Opiskeluhistoria

Solon Irving Bailey löysi RR Lyrae -muuttujat ensimmäisen kerran vuonna 1895 tutkiessaan pallomaista tähtijoukkoa Omega Centauri . Seuraavien 20 vuoden aikana hän löysi ja tutki monia muuttuvia tähtiä pallomaisissa klusteissa, esitteli niiden luokituksen valokäyrien muodon perusteella , jota käytetään edelleenkin tietyin muutoksin [2] [3] .

Vuonna 1899 Williamina Fleming löysi itse tähden RR Lyran , josta tuli tämän luokan prototyyppi, ja vuonna 1901 havaitsi sen vaihtelevuuden [2] [4] .

1900-luvun alussa Sergei Blazhko havaitsi, että tähtien XZ Cygnus ja RW Draco valokäyrän muoto ja kirkkauden amplitudi muuttuvat. Tätä ilmiötä kutsutaan Blazhko-ilmiöksi [2] .

Vaihtoehtoiset otsikot

RR Lyrae-muuttujia esiintyy suuria määriä pallomaisissa klustereissa, minkä vuoksi niitä kutsuttiin aiemmin palloklusterimuuttujiksi. Aiemmin nimi "lyhytjaksoiset kefeidit" oli myös yleinen, koska niiden valokäyrät olivat samankaltaisia ​​kefeidien valokäyrien kanssa : molempien tähtiluokkien kirkkaus lisääntyy nopeasti ja hajoaminen on hitaampaa. Tämä nimi ei kuitenkaan ota huomioon vakavia fyysisiä eroja tähtien välillä, joten sitä ei käytetä. Lopuksi tunnetaan toinen vanhentunut nimi: "antalgoli". Tarkoitamme tässä myös valokäyrän muotoa: pimentävät tähdet , erityisesti Algol , ovat suurimman osan ajasta suurimmalla kirkkaudella ja pienen osan ajasta minimissä, kun taas RR Lyrae -tähdet ovat päinvastaisia ​​[1] [2 ] .

Ominaisuudet

RR Lyrae-muuttujat ovat spektriluokan A jättiläisiä , jotka sijaitsevat Hertzsprung-Russell-kaavion vaakahaaralla . Tällaisten tähtien valovoimat vaihtelevat vähän, ne ovat noin 40 L ⊙ ( tähtien absoluuttiset magnitudit  ovat yleensä 0,4-0,8 m ) ja riippuvat pääasiassa metallisuudesta [2] [5] :

Siksi RR Lira -tyyppisiä muuttujia käytetään vakiokynttilöinä . RR Lyrae -muuttujien massat ovat noin 0,7 M ⊙ . Tällaisella massalla suuri kirkkaus johtuu siitä, että nämä tähdet ovat evoluution myöhemmissä vaiheissa: tällaiset tähdet ovat yli 12 miljardia vuotta vanhoja. Nämä ovat siis vanhoja tähtiä, jotka kuuluvat populaatioon II , sisältävät vain vähän raskaita alkuaineita ja sijaitsevat galaksin pallomaisessa alajärjestelmässä . Tällaisia ​​tähtiä löytyy pallomaisista klusteista , mutta ei avoimista klusteista , koska jälkimmäiset hajoavat paljon nopeammin, kun taas niitä ei käytännössä koskaan löydy kaksoistähdistä. Koska muuttuvia tähtiä ei yleensä ole merkitty Hertzsprung-Russell-kaavioon, RR Lyrae -tähdet muodostavat ns. Schwarzschild-raon [1] [2] [5] [6] [7] [8] .

Tällaisten tähtien pulsaatiojaksot ovat 0,2-1,2 päivää ja kirkkauden muutosten amplitudit ovat jopa 2 m . Valokäyrille on ominaista valoisuuden nopea kasvu ja hidas vaimeneminen. Kuten kefeideillä, valoisuusmaksimi on sama kuin lämpötilamaksimi [1] [5] . Lisäksi joissakin RR Lyrae -muuttujissa on Blazhko-ilmiö : valokäyrän muodon ja sen amplitudin säännöllinen muutos. Tällaisten muutosten jakso on yleensä kaksi suuruusluokkaa suurempi kuin tähden pulsaatiojakso, ja ne johtuvat ilmeisesti tähden magneettikentän pulsaatioista. Blazhko-ilmiö ei ilmeisesti liity evolutionaarisiin muutoksiin - laskelmien mukaan vaihtelujakson muutoksen evoluution seurauksena pitäisi olla noin 0,1 päivää miljoonassa vuodessa [2] .

Toinen RR Lyrae -muuttujien piirre on, että eri juovien spektrityyppiä arvioitaessa saadaan erilaisia ​​tuloksia. Tämän eron kvantifioimiseksi käytetään niin kutsuttua Preston-indeksiä [2] :

eli otetaan ero ionisoidun kalsiumin ja vedyn viivoista määritetyn spektrityypin välillä ja kerrotaan 10:llä. Jos esimerkiksi vedyn spektrityyppi on A8 ja kalsiumin spektrityyppi on A5, niin . Tämän luokan eri tähtien Preston-indeksi vaihtelee yleensä välillä 0-10, joten ero voi saavuttaa kokonaisen spektriluokan. Kävi ilmi, että tämä indeksi puolestaan ​​liittyy tähdissä olevien raskaiden alkuaineiden runsauteen - tällaisten muuttujien metallisuudet vaihtelevat lähes aurinkoisesta alle aurinkoiseen kolmella suuruusluokalla [2] [5] .

Luokitus

Yleisessä muuttujatähtien luettelossa RR Lyrae -muuttujat on jaettu kahteen tyyppiin [2] [3] :

• RRAB  ovat muuttujia, joilla on epäsymmetrinen valokäyrä (jyrkempi nouseva haara), jaksot 0,3–1,2 päivää ja amplitudit 0,5–2 m ( esimerkki on Lyran RR ). Aluksi Bailey esitteli kaksi luokkaa: RRa ja RRb, jotka erosivat nousevan haaran jyrkkyydestä, mutta myöhemmin kävi ilmi, että niiden välillä ei ollut selkeää rajaa, ja ne yhdistettiin.
• RRC  ovat muuttujia, joilla on symmetrisempi, samankaltainen kuin sinimuotoiset, valokäyrät ja jaksot 0,2 - 0,4 päivää ja amplitudit eivät ylitä 0,5 m (esimerkki on SX UMa ). Nykyaikaisessa tähtien pulsaatioteoriassa uskotaan, että toisin kuin RRab-alatyyppi (sykkivät perusäänellä), RRc-alatyypin tähdet sykkivät ylisävyssä .

Ilmiön fysiikka

Pulsaatiomekanismi

Yleensä tähdet ovat termodynaamisessa tasapainossa , eli tähden sisäinen kaasunpaine ja sen oma paino ovat tasapainossa. Jos se häiriintyy, esimerkiksi tähti laajenee tai supistuu, sillä on taipumus palata tasapainotilaan ja siinä alkaa värähtely. Tällaisten värähtelyjen jakso on suhteessa tähden tiheyteen seuraavasti [7] [9] :

missä  on gravitaatiovakio . Esimerkiksi Auringossa, jonka keskimääräinen tiheys on 1,4 g/cm3 , ajanjakso on hieman alle tunti [9] .

Jos tavallinen tähti jostain syystä menettää tasapainonsa, se alkaa värähdellä, mutta nämä värähtelyt kuolevat nopeasti. Sykkivien muuttujien havainnot osoittavat, että niiden värähtelyt eivät vaimene, mikä tarkoittaa, että niillä on oltava jonkinlainen energialähde. Vuonna 1917 Arthur Eddington ehdotti nykyään yleisesti hyväksyttyä mekanismia, jota kutsutaan "kappamekanismiksi" tai "Eddington-venttiiliksi" [9] [10] .

Itse mekanismi on seuraava: sykkivissä muuttujissa on kerros ionisoitua heliumia , jonka paksuus on 1-2% tähden säteestä. He III (kaksoisionisoitu helium) on vähemmän läpinäkyvä kuin He II (yksi-ionisoitu helium), ja mitä korkeampi lämpötila, sitä enemmän heliumista tulee kaksinkertaisesti ionisoitua. Tämän vuoksi heliumkerros muuttuu vähemmän läpinäkyväksi, se alkaa vangita energiaa ja samalla lämmetä, mikä saa tähden laajenemaan. Laajentuessaan heliumkerroksen lämpötila laskee jälleen, tapahtuu He III:n osittainen rekombinaatio ja sen muuntuminen He II:ksi, ja siitä tulee läpinäkyvämpi siirtäen säteilyenergiaa ulompiin kerroksiin. Tämän vuoksi paine tähden sisäkerroksissa laskee, painovoiman vaikutuksesta tähti supistuu uudelleen ja prosessi toistuu [9] .

Lisäksi kappa-pulsaatiomekanismi ei ole mahdollista kaikille tähdille. Vain tietyn lämpötilan omaavat tähdet voivat sykkiä, ja tällaiset tähdet muodostavat epävakausnauhan Hertzsprung-Russell-kaaviossa [9] .

RR Lyrae -tähtien evoluutiovaihe

Tähtien elämän pisimmässä vaiheessa - pääsekvenssissä  - tähdet polttavat vetyä ytimessä, mutta jossain vaiheessa se loppuu. Tähti laskeutuu pääsarjasta, kulkee alajättiläisen ja punaisen jättiläisen vaiheen läpi, minkä jälkeen heliumleima tapahtuu tähdissä, joiden massa on alle 2,5-3 M ⊙ - heliumia  sisältävien reaktioiden räjähdysaloitus ja tähti ohittaa ns. vaakahaaraan [7] [11] .

Vaakahaaran tähdillä on lähes samat valovoimat, mutta erilaiset pintalämpötilat. Hertzsprung -Russell-kaaviossa vaakasuoran haaran läpi kulkee epävakausnauha, eikä niiden leikkauskohdassa ole jatkuvasti kirkkaita tähtiä - tätä aluetta kutsutaan " Schwarzschildin aukoksi ". RR Lyrae -tyyppiset muuttujat sijaitsevat juuri tässä aukossa, ja päästäkseen siihen heti heliumin välähdyksen jälkeen tai jonkin ajan kuluttua tähdillä on oltava tietty alkumassa - 0,8-0,9 M ⊙ , koska tähtien aikana evoluutio, tällainen tähti menettää 0,1-0,2 M ⊙  - ja tietyn iän, koska tähden elinikä riippuu suoraan sen massasta [2] [7] [12] .

Pallomaisten klustereiden parametrien ja RR Lyrae -muuttujien välinen suhde

Kaikki pallomaiset klusterit eivät ole yhtä runsaasti RR Lyrae -muuttujia: esimerkiksi M 13 -klusterissa tällaisia ​​muuttujia ei käytännössä ole , koska vaakahaaratähdet ovat siellä liian kuumia. Päinvastoin, 47 Tucanae -klusterissa koko vaakasuora haara on matalampien lämpötilojen alueella, eikä sielläkään ole käytännössä yhtään RR Lyrae -tähtiä. Klusterin vaakahaaran morfologia riippuu raskaiden alkuaineiden sisällöstä siinä: mitä pienempi klusterin metallisuus , sitä sinisempi vaakahaara on. Siitä huolimatta, vaikka metallisuuden ja vaakahaaran sijainnin riippuvuus on hyvin jäljitettävissä, on klusterin parametreilla melko suuri hajonta siihen nähden. Tämä tarkoittaa, että jokin muu parametri tai niiden yhdistelmä vaikuttaa vaakahaaran morfologiaan. Uskotaan, että tähtien hiilen , typen ja hapen määrä tai muut parametrit voivat vaikuttaa, mutta toistaiseksi ei ole pystytty täysin selittämään pallomaisten klustereiden havaittua monimuotoisuutta. Siten toisen parametrin ongelma jää ratkaisematta (tai "kolmannen parametrin ongelma", jos otamme huomioon klusterin iän vaikutuksen) [2] [13] .

Myös pallomaisia ​​klustereita tutkittaessa havaittiin seuraava piirre: jos jokaiselle klusterille, jossa on riittävä määrä RR Lyrae-muuttujia, lasketaan RRAB-alatyypin muuttujien jaksot keskiarvo, niin klusterit voidaan jakaa kahteen luokkaan: ensimmäinen ( OoI:n, esimerkiksi M3 ) keskimääräinen ajanjakso on noin 0,55 päivää ja toisella (Oo II, esimerkki - M15 ) - noin 0,65 päivää. Tätä ilmiötä kutsutaan Oosterhoff-ilmiöksi. Huolimatta siitä, että osa näistä arvoista on edelleen olemassa, Linnunradalta ei ole löydetty klustereita, joilla on keskimääräinen ajanjakso [2] .

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 Kononovich E.V., Moroz V.I. Tähtitieteen yleinen kurssi. — 2., korjattu. - URSS, 2004. - S. 404. - 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Samus N.N. RR Lyrae-tyypin muuttujat. OKPZ-tyypit: RRAB, RRC, RR(B). . Haettu 18. kesäkuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 3. helmikuuta 2021. (määrätön)
3. ↑ 1 2 5.2 Muuttuvat tähdet pallomaisissa joukoissa . Astronetti . Astronetti . Haettu 13. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 13. kesäkuuta 2020. (määrätön)
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 > Arkistoitu 12. elokuuta 2020 Wayback Machinessa 
5. ↑ 1 2 3 4 Horace A. Smith. R. R. Lyrae tähdet . - s. 9-15. — 156 s. Arkistoitu 13. kesäkuuta 2020 Wayback Machinessa
6. ↑ Layden, AC; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. RR Lyrae -tähtien absoluuttinen suuruus ja kinematiikka tilastollisen parallaksin kautta   // Astron . J  .: päiväkirja. - 1996. - elokuu ( nide 112 ). - s. 2110-2131 . - doi : 10.1086/118167 . - . - arXiv : astro-ph/9608108 .
7. ↑ 1 2 3 4 Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner. Fundamentaalinen tähtitiede . - Springer, 2007. - S. 249-254, 282. - 510 s. - ISBN 978-3-540-00179-9 . Arkistoitu 5. kesäkuuta 2020 Wayback Machinessa
8. ↑ Hajdu, G.; Catelan, M.; Jurcsik, J.; Dekany, I.; Drake, AJ; Marquette, B. Uudet RR Lyrae -muuttujat binäärijärjestelmissä  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2015. - Voi. 449 , no. 1 . —P.L113 – L117 . - doi : 10.1093/mnrasl/slv024 . - . - arXiv : 1502.01318 .
9. ↑ 1 2 3 4 5 Kononovich E.V., Moroz V.I. Tähtitieteen yleinen kurssi. — 2., korjattu. - URSS, 2004. - S. 402-403. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
10. ↑ Smith, D.H. Eddington's Valve and Cepheid Pulsations  // Sky and Telescope  : aikakauslehti  . - 1984. - Voi. 68 . - s. 519 . - .
11. ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Tähtien ja tähtipopulaatioiden  evoluutio // Tähtien ja tähtipopulaatioiden evoluutio. - 2005. - .
12. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Tähtitieteen yleinen kurssi. — 2., korjattu. - URSS, 2004. - S. 400. - 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
13. ↑ Tähtitähtitiede luennoilla . Astronetti . Haettu 23. helmikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 3. helmikuuta 2021. (määrätön)

Linkit

• Robert Nemiroff & Jerry Bonnell. M3: haihtuva pallomainen klusteri . Astronet/Astronomy Picture of the Day . Astronetti . (määrätön)

Sanakirjat ja tietosanakirjat	iso kiinalainen Britannica (verkossa)