Про Вселенную и переменные типа РРРРРРР Лиры!!

(Изображение из интерактивного атласа Аладин)

RR Лиры - периодические переменные звезды, известные с конца XIX века, когда их начали отличать от классических цефеид и прикидывать, какую пользу от них можно получить (в астрономическом смысле, конечно же).

В 1890х астрономы обнаружили в шаровых звездных скоплениях большое количество переменных звезд. Особенно отличился на этом поле Пикеринг, который использовал интересный и простой метод для обнаружения короткопериодических переменных - получение серии последовательных изображений звезд на одной и той же пластинке, с тем, чтобы потом можно было увидеть снижение яркости и определить период. 

Затем Каптейн открыл первую звезду такого типа вне скоплений - U Зайца. Но имя свое этот класс звезд получил по имени RR Лиры, чью переменность установила в 1901 году Виллиамина Флеминг в Гарвардской обсерватории.

Расстояние до RR Лиры не могли определить с достаточно хорошей точностью вплоть до 2002 года, когда благодаря наблюдениям космического телескопа Хаббл удалось определить его как 262 парсека. Уточнив еще кое-что по каталогу Гиппарх, астрономы получили значение 260 парсек с 5% ошибкой.

Сама RR Лиры находится на границе с Турцией или Пакистаном.. то есть на границе созвездий Лиры и Лебедя, в богатых звездами полях Млечного пути. Наблюдать легко, период у нее небольшой, в общем, довольно доступный объект для профессионалов и даже любителей.

Главная причина переменности RR Лиры- ее пульсация - так, же как и у классической дельта Цефея. Но здесь есть определенные нюансы.

Звезды типа RR Lyrae  в скоплении Messier 3 

(copyright J. Hartmann, Harvard U., and K. Stanek, Ohio State U.)

Принадлежа второму населению, звезды типа RR Лиры сильно связаны с шаровыми скоплениями, составляя в некоторых скоплениях до 90% всех известных там переменных. В отличие от классических цефеид, которые находятся в плоскости Галактики, переменные типа RR Лиры распределены по всем галактическим широтам. Переменных типа RR Лиры в несколько раз больше, чем цефеид, по некоторым оценкам их количество может достигать сотен тысяч в Галактике.

RR Лиры редко наблюдаются в двойных звездах, предпочитая быть одиночками.

"HR-diag-instability-strip" by Rursus - Own work. Licensed under CC BY-SA 3.0 via Wikimedia Commons 

Физика переменности этих звезд такова- они принадлежат горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга-Рессела, считаются звездами небольшой массы, которые уже выжгли внутри весь водород, прошли стадию красного гиганта и сжались, чтобы запустить синтез более тяжелых элементов из гелия. При этом внешний конверт, окружающий звезду, никуда не девается, там по-прежнему "горит" водород, а интенсивное излучение ядра наталкивается на него, наращивая свое давление и температуру и заставляя его расширяться. Затем, с ростом расстояния давление излучения ослабевает (обратно пропорционально квадрату расстояния, как известно), гравитация начинает преобладать и снова сжимает внешнюю оболочку. Цикл снова повторяется. 

Конверт пульсирует с довольно коротким периодом, расширяясь и сужаясь в некоторых пределах - так, у самой RR Лиры ее внешняя оболочка меняет свой радиус между 5.1 и 5.6 радиусов Солнца.

Спектральный класс всей системы оценивается как А, реже - F

Период изменения блеска этих переменных весьма короткий. Сама RR Лиры меняет свой блеск на протяжении 13 часов 36 минут с 7.06m до 8.12m

По абсолютной светимости RR Лиры - субгиганты, они менее яркие, чем цефеиды, но ярче Солнца. Стабильность их цикла и его зависимость от абсолютной светимости звезды привели в 20е годы  к формулировке закона Ливитт, из которого следует использование переменных типа Дельты Цефея, RR Лиры и Дельты Щита как основных маркеров расстояния! Благодаря этим звездам мы смогли понять шкалу расстояний во Вселенной и определить, что Туманность Андромеды и другие спиральные туманности являются независимыми от Млечного Пути звездными островами на огромных расстояниях от нас.

Кроме короткого периода пульсаций, сама кривая изменения блеска переменных этого типа подвергается долгопериодическим изменениям фазы и амплитуды - т.н. модуляции вследствие эффекта Блажко. У самой RR Лиры период Блажко - около 39 дней.

Многочисленные и многолетние исследования пока не могут дать объяснение эффекту Блажко в применении к переменным RR Лиры. Даже данные новейших космических обсерваторий не помогают! Одной из гипотез, которая могла бы внести ясность, является явление т.н. нерадиальной пульсации - то есть разные участки конверта звезды расширяются по-разному, двигаясь к нам и от нас, и внося свою труднопредсказуемую лепту в спектрограмму. Дело может усложняться еще больше при вращении звезды. На текущий момент Университет Виенны (что в США) запустил проект Блажко, который объединил исследователей, что упорно занимаются только одной звездой - самой RR Лиры (поскольку она самая яркая из всего семейства, и, соответственно, изучать ее проще). Но пока особых прорывов в этой области не наблюдается.

RR Лиры совершает вояж вокруг центра Галактики по вытянутой орбите, приближаясь к нему в периапсисе до 2 килопарсек, и удаляясь в апапсисе до 18.5 кпк, при этом поднимаясь над плоскостью нашего звездного дома до 210 пк.

Как в любом большом семействе, звезды типа RR Лиры можно разделить на несколько подтипов-

1. RRab - самые распространенные, 91% всех наблюдаемых переменных RR Лиры, показывают ступенчатое изменение блеска

2. RRc - менее распространенные, всего 9% наблюдаемых RR Лиры, отличаются более пологими, синусоидальными вариациями блеска

3. RRd - редкие, менее 1%, двухрежимные пульсаторы в отличие от предыдущих двух подтипов.

Поскольку переменные RR Лиры принадлежат ко второму населению, их металличность - наличие элементов тяжелее водорода и гелия - мала.

В 2009 году астрономам, которые занимаются этими переменными звездами, чудовищно повезло - сама прародительница своего рода, RR Лиры, оказалась в поле зрения телескопа Кеплер - самого точного фотометра нашей эры! Кроме нее там же оказалось еще 9 уже известных подобных звезд и до 260 тысяч других кандидатов на переменность!

Теперь у ученых полным-полно вкусных и очень точных данных фотометрии на годы и годы вперед. Изучай- не хочу!

Вот так выглядит RR Лиры на матрице Кеплера:

Вот - графики изменения блеска RR Лиры с разной степенью детализации. Прекрасно видно долговременное проявление эффекта Блажко с марта по май 2010 года:

А здесь показаны изменения блеска на протяжении месяца и нескольких дней:

Астеросейсмический научный консорциум, который поддерживает данные Кеплера, приглашает к сотрудничеству всех, кому это интересно вот по этой ссылке

Данные архивов Кеплера доступны по этой ссылке.

 ----

Источники:
1- https://en.wikipedia.org/wiki/RR_Lyrae
2- https://en.wikipedia.org/wiki/RR_Lyrae_variable
3- http://arxiv.org/pdf/1107.0297v1.pdf
4- http://www.aavso.org/vsots_rrlyr
5- http://ogle.astrouw.edu.pl/atlas/RR_Lyr.html