Proměnná typu RR Lyrae

Proměnné typu RR Lyra  jsou třídou pulzujících proměnných hvězd , jejichž prototypem byla hvězda RR Lyra . Takové hvězdy jsou poměrně staré a mají nízkou hmotnost a nacházejí se hlavně v kulových hvězdokupách . Svítivosti všech hvězd RR Lyrae jsou téměř stejné, proto se používají jako standardní svíčky [1] .

Historie studia

Proměnné RR Lyrae poprvé objevil Solon Irving Bailey v roce 1895 při studiu kulové hvězdokupy Omega Centauri . Během následujících 20 let objevil a studoval mnoho proměnných hvězd v kulových hvězdokupách, zavedl jejich klasifikaci na základě tvaru jejich světelných křivek , která se s určitými úpravami používá dodnes [2] [3] .

V roce 1899 Williamina Fleming objevila samotnou hvězdu RR Lyra , která se stala prototypem této třídy, a v roce 1901 objevila její proměnlivost [2] [4] .

Na začátku 20. století Sergej Blažko zjistil, že se mění tvar světelné křivky a amplituda jasnosti u hvězd XZ Labutě a RW Draco . Tento jev se nazývá Blazhkův efekt [2] .

Alternativní názvy

Proměnné RR Lyrae se vyskytují ve velkém množství v kulových hvězdokupách, a proto se jim dříve říkalo proměnné kulových hvězdokup. V minulosti byl název „krátkoperiodické cefeidy“ také běžný kvůli podobnosti jejich světelných křivek se světelnými křivkami cefeid : obě třídy hvězd vykazují rychlý nárůst jasnosti a pomalejší rozpad. Tento název však nebere v úvahu vážné fyzické rozdíly mezi hvězdami, a proto se nepoužívá. Konečně je znám další zastaralý název: "antalgoli". Zde máme na mysli také tvar světelné křivky: zákrytové hvězdy , zejména Algol , většinu času mají maximální jasnost a malou část času minimální, zatímco hvězdy RR Lyrae jsou opačné [1] [2 ] .

Charakteristika

Proměnné RR Lyrae jsou obři spektrální třídy A, ležící na horizontální větvi Hertzsprung-Russellova diagramu . Svítivosti těchto hvězd se liší jen málo, jsou asi 40 L ⊙ ( absolutní hvězdné velikosti  jsou obvykle 0,4-0,8 m ) a závisí především na metalicitě [2] [5] :

Proto se jako standardní svíčky používají proměnné typu RR Lira . Hmotnosti proměnných RR Lyrae jsou asi 0,7 M ⊙ . S takovou hmotností je vysoká svítivost způsobena tím, že tyto hvězdy jsou v pozdějších fázích vývoje: takové hvězdy jsou staré přes 12 miliard let. Jedná se tedy o staré hvězdy patřící k populaci II , obsahující málo těžkých prvků a umístěné ve sférickém subsystému Galaxie . Takové hvězdy se nacházejí v kulových hvězdokupách , ale ne v otevřených hvězdokupách , protože ty se rozpadají mnohem rychleji, zatímco v dvojhvězdách je prakticky nikdy nenajdeme. Protože proměnné hvězdy zpravidla nejsou na Hertzsprung-Russellově diagramu vyznačeny, tvoří hvězdy RR Lyrae tzv. Schwarzschildovu mezeru [1] [2] [5] [6] [7] [8] .

Periody pulsací takových hvězd jsou 0,2-1,2 dne a amplitudy změn jasnosti jsou až 2 m . Světelné křivky se vyznačují rychlým nárůstem svítivosti a pomalým dozníváním. Stejně jako u cefeid se maximum svítivosti shoduje s teplotním maximem [1] [5] . Navíc některé proměnné RR Lyrae vykazují Blazhkův efekt : periodickou změnu tvaru světelné křivky a její amplitudy. Perioda takových změn je obvykle o dva řády větší než perioda pulsací hvězdy a jsou zřejmě způsobeny pulsacemi magnetického pole hvězdy . Blazhkův efekt zjevně není spojen s evolučními změnami - podle výpočtů by změna periody variability v důsledku evoluce měla být asi 0,1 dne za milion let [2] .

Dalším rysem proměnných RR Lyrae je, že při odhadu spektrálního typu pro různé čáry se získají různé výsledky. Pro kvantifikaci tohoto rozdílu se používá takzvaný Prestonův index [2] :

to znamená, že rozdíl mezi spektrálním typem určeným z čar ionizovaného vápníku a čar vodíku se vezme a vynásobí 10. Pokud je například vodíkový spektrální typ A8 a vápníkový A5, pak . Prestonův index pro různé hvězdy této třídy se obvykle pohybuje od 0 do 10, takže rozdíl může dosáhnout celé spektrální třídy. Ukázalo se, že tento index zase souvisí s množstvím těžkých prvků ve hvězdě — metalicita těchto proměnných se liší od téměř slunečních po méně než sluneční o tři řády [2] [5] .

Klasifikace

Ve Všeobecném katalogu proměnných hvězd jsou proměnné RR Lyrae rozděleny do dvou typů [2] [3] :

• RRAB  jsou proměnné s asymetrickou světelnou křivkou (strmější vzestupná větev), periodami od 0,3 do 1,2 dne a amplitudami od 0,5 m do 2 m (příkladem je Lyra's RR ). Zpočátku Bailey zavedl dvě třídy: RRa a RRb, které se lišily strmostí vzestupné větve, ale později se ukázalo, že mezi nimi není jasná hranice a byly kombinovány.
• RRC  jsou proměnné se symetričtějšími, podobnými sinusovým, světelným křivkám a periodám od 0,2 do 0,4 dne a amplitudami nepřesahujícími 0,5 m (příkladem je SX UMa ). V moderní teorii hvězdných pulzací se má za to, že na rozdíl od podtypu RRab (pulzující v základním tónu), hvězdy podtypu RRc pulzují v podtónu .

Fyzika jevu

Pulzační mechanismus

Hvězdy jsou obvykle v termodynamické rovnováze , to znamená, že vnitřní tlak plynu ve hvězdě a její vlastní hmotnost jsou v rovnováze. Pokud je narušena, například se hvězda rozpíná nebo smršťuje, má tendenci se vracet do rovnovážného stavu a začínají v ní oscilace. Perioda takových oscilací souvisí s hustotou hvězdy následovně [7] [9] :

kde  je gravitační konstanta . Například pro Slunce, které má průměrnou hustotu 1,4 g/cm3 , bude perioda o něco méně než hodinu [9] .

Pokud z nějakého důvodu obyčejná hvězda ztratí rovnováhu, začne kmitat, ale tyto oscilace rychle odezní. Pozorování pulsujících proměnných ukazuje, že jejich oscilace neklesají, což znamená, že musí mít nějaký zdroj energie. V roce 1917 navrhl Arthur Eddington mechanismus, nyní obecně přijímaný, který se nazývá „mechanismus kappa“ nebo „Eddingtonův ventil“ [9] [10] .

Samotný mechanismus je následující: v pulzujících proměnných je vrstva ionizovaného helia o tloušťce 1-2 % poloměru hvězdy. He III (dvojitě ionizované helium) je méně průhledné než He II (jednotlivě ionizované helium) a čím vyšší je teplota, tím více se helium dvakrát ionizuje. Vrstva helia se kvůli tomu stává méně průhledná, začíná zachycovat energii a zároveň se zahřívat, což způsobuje expanzi hvězdy. Při expanzi teplota vrstvy hélia opět klesá, dochází k částečné rekombinaci He III a jeho přeměně na He II a stává se průhlednější, předává zářivou energii do vnějších vrstev. Kvůli tomu klesá tlak ve vnitřních vrstvách hvězdy, vlivem gravitace se hvězda opět smršťuje a proces se opakuje [9] .

Kappa pulzační mechanismus navíc není možný u všech hvězd. Pouze hvězdy s určitou teplotou mohou pulsovat a takové hvězdy tvoří pás nestability na Hertzsprung-Russellově diagramu [9] .

Evoluční fáze hvězd RR Lyrae

V nejdelší fázi života hvězdy – hlavní posloupnosti  – hvězdy spalují vodík v jádru, ale v určitém okamžiku to končí. Hvězda sestupuje z hlavní posloupnosti, prochází stádiem podobra a červeného obra , načež dochází k héliovému záblesku u hvězd s hmotností menší než 2,5-3 M ⊙  - explozivní začátek reakcí s heliem a hvězda přechází do tzv. horizontální větve [7] [ 11] .

Hvězdy horizontální větve mají téměř stejnou svítivost, ale různé povrchové teploty. Na Hertzsprung-Russellově diagramu prochází horizontální větví pás nestability a v jejich průsečíku nejsou žádné hvězdy s konstantní jasností – tato oblast se nazývá „ Schwarschildova mezera “. Proměnné typu RR Lyrae se nacházejí právě v této mezeře, a aby do ní spadly ihned po héliovém záblesku nebo po nějaké době, musí mít hvězdy určitou počáteční hmotnost - 0,8-0,9 M ⊙ , protože v průběhu evolucí taková hvězda ztrácí 0,1-0,2 M ⊙  — a určitý věk, protože životnost hvězdy přímo závisí na její hmotnosti [2] [7] [12] .

Vztah mezi parametry kulových hvězdokup a proměnnými RR Lyrae

Ne všechny kulové hvězdokupy jsou stejně bohaté na proměnné RR Lyrae: například v hvězdokupě M 13 prakticky žádné takové proměnné nejsou , protože hvězdy s horizontálními větvemi jsou tam příliš horké. Naopak v kupě 47 Tucanae leží celá horizontální větev v oblasti nižších teplot a prakticky zde nejsou ani hvězdy RR Lyrae. Morfologie horizontální větve pro shluk závisí na obsahu těžkých prvků v něm: čím nižší je metalicita shluku, tím modřejší bude horizontální větev. Nicméně i když je závislost metalicity a polohy horizontální větve dobře vysledovatelná, parametry shluku mají vůči ní poměrně velký rozptyl. To znamená, že nějaký jiný parametr nebo jejich kombinace ovlivňuje morfologii horizontální větve. Předpokládá se, že množství uhlíku , dusíku a kyslíku ve hvězdách nebo jiné parametry mohou ovlivnit, ale dosud nebylo možné plně vysvětlit celou pozorovanou rozmanitost kulových hvězdokup. Problém druhého parametru tedy zůstává nevyřešen (resp. „problém třetího parametru“, vezmeme-li v úvahu vliv stáří shluku) [2] [13] .

Při studiu kulových hvězdokup byla také objevena následující vlastnost: pokud se pro každou hvězdokupu s dostatečným počtem proměnných RR Lyrae zprůměrují periody proměnných podtypu RRAB, pak lze shluky rozdělit do dvou tříd: první ( Oo I, například M 3 ) bude mít průměrnou periodu asi 0,55 dne a druhý (Oo II, příklad - M 15 ) - asi 0,65 dne. Tento jev se nazývá Oosterhoffův efekt. Navzdory skutečnosti, že určitý rozptyl těchto hodnot je stále přítomen, nebyly v Mléčné dráze nalezeny žádné shluky se střední hodnotou průměrné periody [2] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 Kononovich E.V., Moroz V.I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. - 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. Proměnné typu RR Lyrae. Typy OKPZ: RRAB, RRC, RR(B). . Získáno 18. června 2010. Archivováno z originálu 3. února 2021. (neurčitý)
3. ↑ 1 2 5.2 Proměnné hvězdy v kulových hvězdokupách . Astronet . Astronet . Získáno 13. června 2020. Archivováno z originálu dne 13. června 2020. (neurčitý)
4. ↑ Burnham, Robert, Jr. (1978), Burnham's Celestial Handbook , sv. 2, New York: Dover Publications , ISBN 0-486-23568-8 , < https://books.google.com/books?id=wB9uZ9lH5bgC&pg=PA1154 > Archivováno 12. srpna 2020 ve Wayback Machine 
5. ↑ 1 2 3 4 Horace A. Smith. Hvězdy R. R. Lyrae . - S. 9-15. — 156 str. Archivováno 13. června 2020 na Wayback Machine
6. ↑ Layden, AC; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. Absolutní velikost a kinematika hvězd RR Lyrae prostřednictvím statistické paralaxy   // Astron . J  .: deník. - 1996. - Srpen ( sv. 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. Základní astronomie . - Springer, 2007. - S. 249-254, 282. - 510 s. - ISBN 978-3-540-00179-9 . Archivováno 5. června 2020 na Wayback Machine
8. ↑ Hajdu, G.; Catelan, M.; Jurcsik, J.; Děkany, I.; Drake, AJ; Marquette, B. Nové proměnné RR Lyrae v binárních systémech  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2015. - Vol. 449 , č.p. 1 . —P.L113 – L117 . - doi : 10.1093/mnrasl/slv024 . - . - arXiv : 1502.01318 .
9. ↑ 1 2 3 4 5 Kononovich E.V., Moroz V.I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. - 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  : magazine  . - 1984. - Sv. 68 . — S. 519 . — .
11. ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Evoluce hvězd a hvězdných populací  // Evoluce hvězd a hvězdných populací. - 2005. - .
12. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. - URSS, 2004. - S. 400. - 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
13. ↑ Hvězdná astronomie v přednáškách . Astronet . Získáno 23. února 2021. Archivováno z originálu dne 3. února 2021. (neurčitý)

Odkazy

• Robert Nemiroff a Jerry Bonnell. M3: těkavá kulová hvězdokupa . Astronet/Astronomický snímek dne . Astronet . (neurčitý)

Slovníky a encyklopedie	velká čínština Britannica (online)