| RR Lyra | |
|---|---|
| Tähti | |
| | |
| Tutkimushistoria | |
| avaaja | W. Fleming |
| avauspäivämäärä | 1901 |
| Havaintotiedot ( Epoch J2000.0 ) |
|
| Tyyppi | Säteittäisesti sykkivä muuttuva yksitähti |
| oikea ylösnousemus | 19 h 25 m 27,91 s |
| deklinaatio | +42° 47′ 3,70″ |
| Etäisyys | 860 ± 40 St. vuotta (260 ± 10 kpl ) |
| Näennäinen magnitudi ( V ) | V max \u003d +7,20 m , V min \u003d +8,57 m , P \u003d 0,5668 d |
| tähdistö | Lyra |
| Astrometria | |
| Radiaalinen nopeus ( Rv ) | −72,4 [1] km/s |
| Oikea liike | |
| • oikea ylösnousemus | −109,68 [1] mas vuodessa |
| • deklinaatio | −195,75 [1] mas vuodessa |
| Parallaksi (π) | 3,82± 0,02mas |
| Absoluuttinen magnitudi (V) | +0,61 |
| Spektriominaisuudet | |
| Spektriluokka | F5 |
| Väriindeksi | |
| • B−V | +0,18 |
| • U−B | +0,17 |
| vaihtelua | RR Lyr |
| fyysiset ominaisuudet | |
| Paino | 0,65 M⊙ _ _ |
| Lämpötila | 6125 000 _ |
| Kirkkaus | 50L⊙ _ _ |
| metallisuus | neljä prosenttia |
| Ominaisuudet | RR Lira -tyyppisten muuttujien prototyyppi |
| Koodit luetteloissa
BA RR LYR | |
| Tietoa tietokannoista | |
| SIMBAD | tiedot |
| Lähteet: [1] | |
| Tietoja Wikidatasta ? | |
RR Lyra on muuttuva tähti Lyyran tähdistössä, joka sijaitsee lähellä Cygnus-tähdistön rajaa [2] . Luokkansa kirkkaimpana tähtenä siitä tuli prototyyppi RR Lyra -muuttujatähtien luokalle [3] , ja tähtitieteilijät ovat tutkineet sitä laajasti [4] . Lyraen RR-muuttujia käytetään tavallisina kynttilöinä etäisyyden mittaamiseen tähtitieteessä. Massa, valoisuus ja lämpötila vaikuttavat RR Lyrae -tyyppisen muuttujan pulsaatioon ja etäisyys siihen määräytyy suhteellisen suuruuden ja absoluuttisen suuruuden eron kautta käänteisen neliön lain mukaisesti [5] . Siten useiden paikallisten RR Lyrae -tyyppisten muuttuvien tähtien jakso-luminositeetti-suhteen ymmärtäminen mahdollistaa etäisyyden määrittämisen saman tyypin kauempana oleviin tähtiin [6] .
Skotlantilainen tähtitieteilijä Williamina Fleming havaitsi RR Lyrae -tähtien muuttuvan luonteen Harvardin yliopiston observatoriossa vuonna 1901 [2] .
Etäisyys RR Lyraan pysyi epävarmana vuoteen 2002 asti, jolloin Hubble- avaruusteleskoopin tarkkuusosoitusanturi määritti arvon 262 parsekkia (855 valovuotta) 5 %:n virheellä [7] . Yhdessä Hipparcos-satelliitin ja muiden lähteiden tietojen kanssa kokonaistulos on 258 parsekkia (841 valovuotta).
Tämän tyyppinen pienimassainen tähti, joka on käsitellyt vetyä syvyyksissään, kehittyi pääsekvenssistä ja kulki punaisen jättiläisen vaiheen läpi . Tässä vaiheessa tähden energia syntyy ytimessä olevan heliumin termoydinfuusion vuoksi, ja alkaa evoluutiovaihe, jota kutsutaan horisontaaliseksi haaraksi (HB) . Tämän seurauksena GW-vaiheen tähden ulkokuoren lämpötila nousee vähitellen ajan myötä. Kun tähti astuu vaiheeseen, jota kutsutaan epävakauskaistaksi , joka on tyypillinen spektriluokan A , ulkokuori alkaa sykkimään [6] . RR Lyrae -tähdet osoittavat tällaista pulsaatiomallia, jossa tähtien näennäinen magnitudi vaihtelee välillä 7,06-8,12 lyhyessä 0,56686776 päivän (13 tunnin, 36 minuutin) syklissä [3] . Jokainen säteittäinen pulsaatio saa tähden säteen muuttumaan 5,1:stä 5,6:een auringon säteeseen [8] .
Tällainen tähti kuuluu RR Lyrae -muuttujien alaluokkaan, jolle on ominaista käyttäytyminen nimeltä Blazhko-ilmiö [9] , joka on nimetty venäläisen tähtitieteilijän Sergei Blazhkon mukaan . Tämä vaikutus tapahtuu jaksoittaisena muutoksena muuttuvan tähden pulsaation tai vaiheen voimakkuudessa; joskus molempia. Vaikutus muuttaa RR Lyran valoisuuskäyrän käyrää syklistä toiseen. Vuodesta 2009 lähtien tämän vaikutuksen syytä ei ole vielä täysin ymmärretty. RR Lyran Blazhko-jakso on 39,1 ± 0,3 päivää [3] .
Kuten muutkin RR Lyrae -muuttujat, prototyyppi RR Lyrae sisältää vähemmän elementtejä, jotka ovat raskaampia kuin vety ja helium; tähtitieteilijät kutsuvat tätä metallisuudeksi . RR Lyra viittaa tähtipopulaatioon II , joka muodostui maailmankaikkeuden olemassaolon alkuvaiheessa, jolloin tähtienmuodostusalueet olivat vähemmän kyllästyneitä metalleilla [10] . Tämän tähden liikerata on kiertoradalla, joka on lähellä Linnunradan tasoa, ja sen poikkeama on 680 valovuotta (210 parsekkia). Tällä kiertoradalla on korkea epäkeskisyys , joka on 6,80 tuhatta valovuotta (2,08 kiloparsek) päässä galaktisen keskustasta periapsissa ja 59,9 tuhatta valovuotta (18,4 kiloparsekiä) aposenterissä [11] .