Blazhkův efekt , někdy označovaný jako dlouhoperiodická modulace, je variací periody a amplitudy proměnných hvězd RR Lyrae . Tento efekt poprvé pozoroval Sergey Blazhko v roce 1907 poblíž hvězdy RW Draco [1] [2] . U těchto hvězd se momenty maxim jasnosti odchylují od lineárního vzorce v jednom nebo druhém směru - jsou opožděné nebo před efemeridou. Synchronně se mění i tvar světelné křivky. Charakteristickým rysem Blazhkova jevu u hvězd RR Lyrae je, že perioda Blazhkova jevu je asi o dva řády větší než perioda hlavní oscilace. Například pro dvě hvězdy objevené samotným Blazhkem jsou tyto periody: P=0 d .4665 pro XZ Cygni a P=0 d .4429 pro RW Draco . Hlavní prototyp, samotná proměnná RR Lyry , také vykazuje Blazhkův efekt . Nejpozoruhodnější příklad Blazhkova jevu objevili v roce 2000 E. Schmidt a K. Lee v Herkulově proměnné V422 : její amplituda v paprscích V se pohybuje od 0,27 m do 1,39 m . Je zajímavé, že při vysoké amplitudě hvězda vykazuje křivku typu RRA charakteristickou pro její periodu , zatímco při nízké amplitudě se světelná křivka podobá typu RRC [3] .
Pozorované jevy vyvolávají dojem, že Blazhkův efekt je doprovázen údery dvou kmitů s blízkými periodami. Po nějakou dobu byl takový výklad ztížen závěrem, který učinili V. P. Tsesevič a B. A. Ustinov v 50. letech 20. století. Velmi podrobně studovali změny jasnosti tří proměnných RR Lyrae s Blazhkovým efektem a došli k závěru, že změny tvaru světelné křivky nelze znázornit jako výsledek úderu dvou elementárních oscilací různých period. Následně se však ukázalo, že tento závěr byl založen na nedorozumění. Tsesevič a Ustinov se pokusili jednoduše sečíst změny jasnosti, ale u pulzující hvězdy lze přímo přidat pouze změny poloměru, které jsou samozřejmě překryty změnami teploty. Zůstává však nejasné, proč hvězdy s Blazhkovým efektem mohou být současně vybuzeny oscilacemi se dvěma velmi blízkými periodami (řekněme pro AR Herkula , jednu z hvězd studovaných Tsesevičem a Ustinovem, oscilace s P 0 = 0 by se měly účastnit taktů d 0,470 a P1 = 0 d 0,463). Teorie nepředpovídá koexistenci takových oscilací. Řekněme, že současná nestabilita v základním a prvním podtónu radiálních pulsací by dávala údery asi 4:3, jak je pozorováno u hvězd typu RR(B) au některých proměnných δ Scuti . Z četných vysvětlení Blazhkova efektu , která byla navržena, jsou nejatraktivnější ta, která využívají představy o úloze rotace a magnetického pole v pozorovaných jevech. V roce 1987 Yu.S. Romanov et al., kteří provedli spektrální pozorování hvězdy RR Lyra , v ní zjistili proměnlivost magnetického pole s periodou pulsací, jakož i závislost intenzity magnetického pole zprůměrované v průběhu pulsačního cyklu na fázi Blazhkův efekt . Souvislost s fází Blazhkova efektu byla nalezena i u síly linií některých prvků. Zde je nastíněn vztah mezi hvězdami RR Lyrae s Blazhkovým efektem a magnetickými proměnnými typu a2 Hounds Dogs . Výsledek Romanova et al je třeba ověřit pomocí rozsáhlejšího materiálu [3] .
Fyzika Blazhkova efektu je v současnosti stále předmětem debat a existují tři hlavní hypotézy. V prvním případě u tzv. rezonančního modelu je příčinou modulace nelineární rezonance jak základního, tak prvního podtónu hvězdného pulzačního módu a vyššího módu [4] [5] . Druhá hypotéza, známá jako magnetický model, naznačuje, že změna je způsobena náklonem magnetického pole k ose rotace, což deformuje základní radiální mód [6] . Třetí model naznačuje, že cykly v konvekci způsobují střídání a modulace [7] .
Pozorovací důkazy založené na pozorováních kosmickým dalekohledem Kepler naznačují, že modulace dvoupaprskové světelné křivky Blazhko je způsobena prostým zdvojnásobením periody. Mnoho hvězd RR Lyrae má periodu proměnlivosti přibližně 12 hodin a pozemní astronomové obvykle provádějí noční pozorování s periodou 24 hodin: zdvojnásobení periody tedy vede k maximům jasnosti během nočních pozorování, která se výrazně liší od denního maxima [8 ] .