Переменная типа RR Лиры
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/9f/Rr_lyrae_ltcrv_en.svg/239px-Rr_lyrae_ltcrv_en.svg.png)
Переменные типа RR Лиры — класс
История изучения
Переменные типа RR Лиры впервые открыл Солон Ирвинг Бейли в 1895 году, изучая шаровое звёздное скопление Омега Центавра. В течение следующих 20 лет он открыл и исследовал множество переменных звёзд в шаровых скоплениях, ввёл их классификацию на основе формы их кривых блеска, с некоторыми изменениями используемую и поныне[2][3].
В 1899 году Вильямина Флеминг открыла саму звезду RR Лиры, ставшую прототипом этого класса, и в 1901 обнаружила её переменность[2][4].
В начале XX века Сергей Блажко обнаружил, что форма кривой блеска и амплитуда изменения яркости у звёзд XZ Лебедя и RW Дракона меняется. Это явление получило название эффекта Блажко[2].
Альтернативные названия
Переменные типа RR Лиры в больших количествах встречаются в шаровых скоплениях, из-за чего их раньше называли переменными шаровых скоплений. В прошлом также было распространено название «короткопериодические цефеиды» из-за сходства их кривых блеска с кривыми блеска цефеид: у обоих классов звёзд наблюдаются быстрый рост яркости и более медленный спад. Однако это название не учитывает серьёзные физические различия звёзд, и поэтому не используется. Наконец, известно другое устаревшее название: «анталголи». Здесь также имеется в виду форма кривой блеска: затменные звёзды, в частности, Алголь, большую часть времени находятся в максимуме яркости, и малую часть времени в минимуме, а звёзды типа RR Лиры — наоборот[1][2].
Характеристики
Переменные типа RR Лиры являются
Поэтому переменные типа RR Лиры используются как
Периоды пульсаций таких звёзд составляют 0,2-1,2 суток, а амплитуды изменения блеска — до 2m. Кривые блеска характеризуются быстрым ростом светимости и медленным спадом. Как и у цефеид, максимум светимости совпадает с максимумом температуры[1][5]. Кроме того, у некоторых переменных типа RR Лиры наблюдается эффект Блажко: периодическое изменение формы кривой блеска и её амплитуды. Период таких изменений обычно на два порядка больше периода пульсаций звезды, и, по-видимому, они вызваны пульсациями магнитного поля звезды. Эффект Блажко, по всей видимости, не связан с эволюционными изменениями — по расчётам, изменение периода переменности в результате эволюции должно составлять около 0,1 суток за миллион лет[2].
Ещё одна особенность переменных типа RR Лиры заключается в том, что при оценке
то есть берётся разность спектрального класса, определённого по линиям ионизованного кальция и по линиям водорода и умножается на 10. К примеру, если водородный спектральный класс — A8, а кальциевый — A5, то . Индекс Престона для различных звёзд этого класса обычно варьируется от 0 до 10, следовательно, различие может достигать целого спектрального класса. Оказалось, что этот индекс, в свою очередь, связан с содержанием тяжёлых элементов в звезде — металличности таких переменных варьируются от практически солнечных до меньших солнечной на три порядка[2][5].
Классификация
В Общем каталоге переменных звёзд переменные типа RR Лиры делятся на два типа[2][3]:
- RRAB — переменные с асимметричной кривой блеска (более крутой восходящей ветвью), периодами от 0,3 до 1,2 дней и амплитудами от 0,5m до 2m (пример — RR Лиры). Первоначально Бейли ввёл два класса: RRa и RRb, отличавшиеся крутизной восходящей ветви, однако впоследствии оказалось, что чёткой грани между ними нет, и они были объединены.
- RRC — переменные c более симметричными, похожими на синусоидальные, кривыми блеска и периодами от 0,2 до 0,4 дней и амплитудами, не превышающими 0,5m (пример — SX UMa). В современной теории звёздных пульсаций считается, что, в отличие от подтипа RRab (пульсирующего в основном тоне), звёзды подтипа RRc пульсируют в обертоне.
Физика явления
Механизм пульсаций
Обычно звёзды находятся в термодинамическом равновесии, то есть внутреннее давление газа в звезде и её собственный вес уравновешены. Если оно нарушается, например, звезда расширяется или сжимается, она стремится вернуться в состояние равновесия и в ней начинаются колебания. Период таких колебаний связан с плотностью звезды следующим образом[7][9]:
где — гравитационная постоянная. Например, для Солнца имеющего среднюю плотность 1,4 г/см3 период будет составлять немногим меньше часа[9].
Если обычная звезда по каким-то причинам потеряет равновесие, то она начнёт колебаться, но эти колебания быстро затухнут. Наблюдения пульсирующих переменных показывают, что их колебания не затухают, а значит, они должны иметь какой-то источник энергии. В 1917 году
Сам механизм заключается в следующем: в пульсирующих переменных имеется слой ионизованного гелия толщиной в 1-2 % радиуса звезды. He III (дважды ионизованный гелий) менее прозрачен, чем He II (однократно ионизованный гелий), и, чем больше температура, тем бо́льшая часть гелия становится дважды ионизованной. Из-за этого слой гелия становится менее прозрачным, он начинает задерживать энергию и при этом нагреваться, из-за чего звезда расширяется. При расширении температура слоя гелия снова падает, происходит частичная рекомбинация He III и превращение его в He II и он становится более прозрачным, пропуская лучистую энергию во внешние слои. Из-за этого давление во внутренних слоях звезды падает, под действием силы тяжести звезда опять сжимается, и процесс повторяется[9].
Кроме того, каппа-механизм пульсации возможен не у всех звёзд. Пульсировать могут звёзды лишь с определёнными температурами, и такие звёзды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела образуют полосу нестабильности[9].
Эволюционная стадия звёзд типа RR Лиры
На наиболее длительном этапе жизни звезды — главной последовательности — звёзды сжигают водород в ядре, но в определённый момент он заканчивается. Звезда сходит с главной последовательности, проходит стадию субгиганта и красного гиганта, после чего в звёздах с массами менее 2,5-3 M⊙ происходит гелиевая вспышка — взрывообразный запуск реакций с участием гелия, и звезда переходит на так называемую горизонтальную ветвь[7][11].
Звёзды горизонтальной ветви имеют практически одинаковые светимости, но различные температуры поверхности. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела через горизонтальную ветвь проходит полоса нестабильности и на их пересечении нет звёзд с постоянным блеском — эта область получила название «пробел Шварцшильда». Переменные типа RR Лиры находятся именно в этом пробеле, и для того, чтобы в него попасть сразу после гелиевой вспышки или спустя какое-то время, звёзды должны иметь определённую начальную массу — 0,8—0,9 M⊙, так как в ходе эволюции такая звезда теряет 0,1-0,2 M⊙ — и определённый возраст, так как срок жизни звезды напрямую зависит от её массы[2][7][12].
Связь параметров шаровых скоплений и переменных типа RR Лиры
Не все шаровые скопления одинаково богаты переменными типа RR Лиры: к примеру, в скоплении
Также при изучении шаровых скоплений была обнаружена следующая особенность: если для каждого скопления с достаточным количеством переменных типа RR Лиры усреднить периоды переменных подтипа RRAB, то скопления могут быть разделены на два класса: первый (Oo I, пример —
Примечания
- ↑ 1 2 3 4 Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 404. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Самусь Н.Н. Переменные типа RR Лиры. Типы по ОКПЗ: RRAB, RRC, RR(B). Дата обращения: 18 июня 2010. Архивировано 3 февраля 2021 года.
- ↑ 1 2 5.2 Переменные звезды в шаровых скоплениях . Астронет. Астронет. Дата обращения: 13 июня 2020. Архивировано 13 июня 2020 года.
- ISBN 0-486-23568-8
{{citation}}
: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка) Архивная копия от 12 августа 2020 на Wayback Machine - ↑ 1 2 3 4 Horace A. Smith. RR Lyrae Stars. — С. 9—15. — 156 с. Архивировано 13 июня 2020 года.
- .
- ↑ 1 2 3 4 Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner. Fundamental Astronomy. — Springer, 2007. — С. 249—254, 282. — 510 с. — ISBN 978-3-540-00179-9. Архивировано 5 июня 2020 года.
- .
- ↑ 1 2 3 4 5 Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 402—403. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
- ↑ Smith, D. H. Eddington's Valve and Cepheid Pulsations (англ.) // Sky and Telescope : magazine. — 1984. — Vol. 68. — P. 519. — .
- ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Evolution of Stars and Stellar Populations // Evolution of Stars and Stellar Populations. — 2005. — .
- ↑ Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 400. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
- ↑ Звездная астрономия в лекциях . Астронет. Дата обращения: 23 февраля 2021. Архивировано 3 февраля 2021 года.
Ссылки
- Robert Nemiroff & Jerry Bonnell. M3: изменчивое шаровое скопление . Астронет / Astronomy Picture Of the Day. Астронет.
Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии. |