RR Lyrae değişkeni - RR Lyrae variable
RR Lyrae değişkenleri , genellikle küresel kümelerde bulunan periyodik değişen yıldızlardır . Kozmik mesafe merdivenine yardımcı olarak (ekstra) galaktik mesafeleri ölçmek için standart mumlar olarak kullanılırlar . Bu sınıf, prototip ve en parlak örnek olan RR Lyrae'nin adını almıştır .
Onlar , Güneş'inkinin yaklaşık yarısı kadar bir kütleye sahip , tayf sınıfı A veya F'nin titreşen yatay dal yıldızlarıdır . Kızıl dev dallanma evresinde kütle değiştirdikleri ve bir zamanlar Güneş'e benzer veya biraz daha az kütleye sahip, yaklaşık 0,8 güneş kütlesi olan yıldızlar oldukları düşünülüyor .
Çağdaş astronomide, bir dönem-parlaklık ilişkisi onları , özellikle Samanyolu ve Yerel Grup içinde, nispeten yakın hedefler için iyi standart mumlar yapar . Ayrıca, küresel kümeler ve daha yaşlı yıldızların kimyası (ve kuantum mekaniği) çalışmalarında da sık rastlanan konulardır .
Keşif ve tanıma
Küresel kümelerin araştırmalarında, bu "küme tipi" değişkenler, 1890'ların ortalarında, özellikle EC Pickering tarafından hızla tanımlanıyordu . Muhtemelen bir kümenin dışında bulunan kesinlikle RR Lyrae tipindeki ilk yıldız , 1890'da J. Kapteyn tarafından keşfedilen U Leporis'tir . Prototip yıldız RR Lyrae 1899'dan önce Williamina Fleming tarafından keşfedildi ve 1900'de Pickering tarafından "kümeden ayırt edilemez" olarak rapor edildi. -tür değişkenleri".
1915'ten 1930'lara kadar, RR Lyraes, daha kısa periyotları, galaksi içindeki farklı konumları ve kimyasal farklılıkları nedeniyle klasik Cepheidlerden farklı bir yıldız sınıfı olarak giderek daha fazla kabul görmeye başladı . RR Lyrae değişkenleri metal açısından fakir, Population II yıldızlarıdır.
RR Lyraes , içsel zayıflıkları nedeniyle dış galaksilerde gözlemlenmenin zor olduğunu kanıtladı . (Aslında, Walter Baade'in onları Andromeda Gökadası'nda bulamaması , gökadanın tahmin edilenden çok daha uzakta olduğundan şüphelenmesine, Sefeid değişkenlerinin kalibrasyonunu yeniden gözden geçirmesine ve yıldız popülasyonları kavramını önermesine neden oldu .) 1980'lerde Kanada-Fransa-Hawaii Teleskobu , Pritchet & van den Bergh, Andromeda'nın galaktik halesinde ve daha yakın zamanda küresel kümelerinde RR Lyraes buldu.
sınıflandırma
RR Lyrae yıldızları , yıldızların parlaklık eğrilerinin şekline dayalı olarak SI Bailey tarafından yapılan sınıflandırmaya göre geleneksel olarak üç ana türe ayrılır :
- RRab değişkenleri en yaygın olanlarıdır, gözlemlenen tüm RR Lyrae'lerin %91'ini oluşturur ve RR Lyrae'ye özgü parlaklıktaki dik artışları gösterir.
- RRc daha az yaygındır, gözlemlenen RR Lyrae'nin %9'unu oluşturur ve daha kısa periyotlara ve daha fazla sinüzoidal varyasyona sahiptir.
- RRd nadirdir, bir sistemdeki RR Lyrae'nin < %1 ila %30'unu oluşturur ve RRab ve RRc'nin aksine çift modlu pulsatörlerdir
Dağıtım
RR Lyrae yıldızları, küresel kümelerle güçlü (ama özel olmayan) ilişkileri nedeniyle eskiden "küme değişkenleri" olarak adlandırılıyordu ; tersine, küresel kümelerde bilinen tüm değişkenlerin %80'inden fazlası RR Lyraes'dir. RR Lyrae yıldızları , galaktik düzlemle güçlü bir şekilde ilişkili olan klasik Cepheidlerin aksine, tüm galaktik enlemlerde bulunur .
Yaşlılıklarından dolayı, RR Lyraes, Samanyolu'ndaki hale ve kalın disk dahil olmak üzere belirli popülasyonları izlemek için yaygın olarak kullanılır.
Tüm Cepheidlerin toplamından birkaç kat daha fazla RR Lyraes bilinir; 1980'lerde, küresel kümelerde yaklaşık 1900 biliniyordu. Bazı tahminler Samanyolu'nda yaklaşık 85.000'dir.
İkili yıldız sistemleri tipik yıldızlar için yaygın olsa da , RR Lyrae çok nadiren çiftler halinde gözlenir.
Özellikleri
RR Lyrae yıldızları, Cepheid değişkenlerine benzer bir şekilde nabzı atar , ancak bu yıldızların doğası ve geçmişlerinin oldukça farklı olduğu düşünülmektedir. Cepheid kararsızlık şeridindeki tüm değişkenler gibi , iyonize helyumun opaklığı sıcaklığına göre değiştiğinde , titreşimler κ-mekanizmasından kaynaklanır .
RR Lyraes yaşlı, nispeten düşük kütleli Population II yıldızlarıdır ve W Virginis ve BL Herculis değişkenleri, tip II Cepheidler ile ortaktır . Klasik Cepheid değişkenleri daha yüksek kütleli nüfus I yıldızlarıdır. RR Lyrae değişkenleri, Cepheidlerden çok daha yaygındır, ancak aynı zamanda çok daha az aydınlıktır. Ortalama mutlak kadir bir RR Lyrae yıldızının sadece 40 ya da 50 kez bizim daha parlaksa, yaklaşık 0,75 olan Sun . Süreleri daha kısadır, tipik olarak bir günden az, bazen yedi saate kadar iner. RR Lyrae'nin kendisi de dahil olmak üzere bazı RRab yıldızları, belirgin bir faz ve genlik modülasyonunun olduğu Blazhko etkisini sergiler .
Dönem-parlaklık ilişkileri
Sefeid değişkenlerinden farklı olarak, RR Lyrae değişkenleri, kızılötesi K bandında olsalar da, görsel dalga boylarında katı bir periyot-parlaklık ilişkisi izlemezler . Normalde bir dönem-renk ilişkisi kullanılarak, örneğin bir Wesenheit işlevi kullanılarak analiz edilirler. Bu sayede metaliklik, baygınlık ve harmanlama gibi etkilerde zorluklar olsa da mesafe ölçümlerinde standart mum olarak kullanılabilirler . Karıştırmanın etkisi, düşük çözünürlüklü gözlemlerde birden fazla (çözülmemiş) yıldızın tek bir hedef olarak görünebileceği kadar yoğun olan küresel kümelerin çekirdeklerinin yakınında örneklenen RR Lyrae değişkenlerini etkileyebilir. Bu nedenle, tek bir yıldız için ölçülen parlaklık (örneğin, bir RR Lyrae değişkeni), belirlenen parlaklığa katkıda bulunan çözülmemiş yıldızlar göz önüne alındığında, hatalı bir şekilde fazla parlaktır. Sonuç olarak, hesaplanan mesafe yanlıştır ve bazı araştırmacılar, harmanlama etkisinin kozmik mesafe merdivenine sistematik bir belirsizlik getirebileceğini ve Evrenin tahmini yaşı ile Hubble sabitini saptırabileceğini iddia etmişlerdir .
Son gelişmeler
Hubble Uzay Teleskobu ve küresel kümelerde birkaç RR Lyrae adayları belirledi Andromeda Galaxy ve prototip yıldızı RR Lyrae mesafeyi ölçmüştür.
Kepler uzay teleskobu doğru sağlanan fotometrik bir süre boyunca düzenli aralıklarla tek alanın kapsama. Bilinen 37 RR Lyrae değişkeni, RR Lyrae'nin kendisi de dahil olmak üzere Kepler alanı içinde yer alır ve periyodun ikiye katlanması gibi yeni fenomenler tespit edilmiştir.
Gaia görevin 50.220, daha önce değişken olduğu bilinmemektedir ki bunun 140.784 RR Lyraes, eşlenmiş ve bunun için 54.272 yıldızlararası emme tahminleri bulunmaktadır.
Referanslar
Dış bağlantılar
- APOD M3: Küresel küme M3'teki RR Lyrae değişkenlerinin Tutarsız Yıldız Kümesi dört kare animasyonu
- Küresel küme M15'te RR Lyrae-Değişkenlerinin Animasyonu
- M15 küresel kümenin merkez alanında değişen yıldız RR Lyrae ile animasyon
- RR Lyrae yıldızları
- AAVSO Sezonun Değişken Yıldızı - RR Lyrae
- OGLE Değişken Yıldız Işık Eğrileri Atlası - RR Lyrae yıldızları
