RR Lyrae variabel - RR Lyrae variable

Dieser Artikel behandelt die variable Sternklasse. Für den Prototyp-Star der Klasse siehe RR Lyrae .
Die variablen Sterne RR Lyrae fallen in einen bestimmten Bereich auf einem Hertzsprung-Russell-Diagramm von Farbe gegen Helligkeit.

RR-Lyrae-Variablen sind periodisch veränderliche Sterne , die häufig in Kugelsternhaufen zu finden sind . Sie werden als Standardkerzen verwendet , um (zusätzliche) galaktische Distanzen zu messen und die kosmische Distanzleiter zu unterstützen . Diese Klasse ist nach dem Prototyp und hellsten Beispiel, RR Lyrae, benannt .

Sie sind pulsierende Horizontalastes Stars der Spektralklasse A oder F, mit einer Masse von etwa die Hälfte der Sonne ist. Es wird angenommen, dass sie während der Rot-Riesen- Zweigphase Masse verloren haben und einst Sterne mit ähnlicher oder etwas geringerer Masse als die Sonne waren, etwa 0,8 Sonnenmassen.

In der zeitgenössischen Astronomie macht eine Periode-Leuchtkraft-Beziehung sie zu guten Standardkerzen für relativ nahe Ziele, insbesondere innerhalb der Milchstraße und der lokalen Gruppe . Sie sind auch häufige Themen bei der Untersuchung von Kugelsternhaufen und der Chemie (und Quantenmechanik) älterer Sterne.

Entdeckung und Anerkennung

HR-Diagramm für Kugelsternhaufen M5 , wobei der horizontale Ast gelb markiert ist und bekannte RR-Lyrae-Sterne in grün

In Erhebungen von Kugelsternhaufen wurden diese Variablen vom „Clustertyp“ Mitte der 1890er Jahre schnell identifiziert, insbesondere von EC Pickering . Wahrscheinlich der erste Stern, der eindeutig außerhalb eines Haufens gefunden wurde, war U Leporis , der 1890 von J. Kapteyn entdeckt wurde. Der Prototypstern RR Lyrae wurde vor 1899 von Williamina Fleming entdeckt und 1900 von Pickering als "nicht vom Haufen zu unterscheiden" gemeldet -Typ-Variablen".

Von 1915 bis in die 1930er Jahre wurden die RR-Lyraes aufgrund ihrer kürzeren Perioden, unterschiedlichen Positionen innerhalb der Galaxie und chemischen Unterschieden zunehmend als eine Klasse von Sternen anerkannt, die sich von den klassischen Cepheiden unterscheidet. RR Lyrae-Variablen sind metallarme Sterne der Population II.

RR Lyraes haben sich in externen Galaxien aufgrund ihrer intrinsischen Schwäche als schwierig zu beobachten erwiesen. (Tatsächlich führte Walter Baades Versäumnis, sie in der Andromeda-Galaxie zu finden, zu der Annahme , dass die Galaxie viel weiter entfernt war als vorhergesagt, die Kalibrierung der Cepheiden-Variablen zu überdenken und das Konzept der Sternpopulationen vorzuschlagen .) Kanada-Frankreich-Hawaii-Teleskop In den 1980er Jahren fanden Pritchet & van den Bergh RR-Lyraes im galaktischen Halo von Andromeda und in jüngerer Zeit in seinen Kugelsternhaufen.

Einstufung

Die RR-Lyrae-Sterne werden herkömmlicherweise in drei Haupttypen unterteilt, die von SI Bailey basierend auf der Form der Helligkeitskurven der Sterne klassifiziert werden :

  • RRab-Variablen sind die häufigsten, machen 91% aller beobachteten RR-Lyrae aus und zeigen die für RR-Lyrae typischen steilen Helligkeitsanstiege
  • RRc sind seltener, machen 9% der beobachteten RR-Lyrae aus und haben kürzere Perioden und mehr sinusförmige Variationen
  • RRd sind selten, machen zwischen <1 % und 30 % der RR-Lyrae in einem System aus und sind im Gegensatz zu RRab und RRc . Doppelmoden-Pulsatoren

Verteilung

Variable Sterne vom Typ RR Lyrae in der Nähe des galaktischen Zentrums aus der öffentlichen Vermessung der VVV ESO

RR-Lyrae-Sterne wurden früher wegen ihrer starken (aber nicht ausschließlichen) Verbindung mit Kugelsternhaufen "Clustervariablen" genannt ; umgekehrt sind über 80% aller in Kugelsternhaufen bekannten Variablen RR-Lyraes. RR-Lyrae-Sterne kommen in allen galaktischen Breiten vor, im Gegensatz zu klassischen Cepheiden , die stark mit der galaktischen Ebene verbunden sind.

Aufgrund ihres hohen Alters werden RR-Lyraes häufig verwendet, um bestimmte Populationen in der Milchstraße zu verfolgen, einschließlich des Halos und der dicken Scheibe.

Es sind mehrfach so viele RR-Lyraes bekannt wie alle Cepheiden zusammen; in den 1980er Jahren waren etwa 1900 in Kugelsternhaufen bekannt. Einige Schätzungen haben etwa 85.000 in der Milchstraße.

Obwohl Doppelsternsysteme für typische Sterne üblich sind, werden RR-Lyrae sehr selten paarweise beobachtet.

Eigenschaften

RR-Lyrae-Sterne pulsieren ähnlich wie Cepheiden-Variablen , aber die Natur und Geschichte dieser Sterne wird als ziemlich unterschiedlich angesehen. Wie alle Variablen auf dem Cepheiden-Instabilitätsstreifen werden Pulsationen durch den κ-Mechanismus verursacht , wenn die Trübung von ionisiertem Helium mit seiner Temperatur variiert.

RR-Lyraes sind alte, relativ massearme Sterne der Population II , die mit W Virginis- und BL Herculis- Variablen, den Typ-II-Cepheids , gemein sind . Klassische Cepheiden-Variablen sind Sterne der Population I mit höherer Masse . RR-Lyrae-Variablen sind viel häufiger als Cepheiden, aber auch viel weniger leuchtend. Die durchschnittliche absolute Helligkeit eines RR-Lyrae-Sterns beträgt etwa +0,75, nur 40- oder 50-mal heller als unsere Sonne . Ihre Periode ist kürzer, normalerweise weniger als einen Tag, manchmal bis zu sieben Stunden. Einige RRab-Sterne, einschließlich RR Lyrae selbst, weisen den Blazhko-Effekt auf, bei dem es eine auffällige Phasen- und Amplitudenmodulation gibt.

Periode-Leuchtkraft-Beziehungen

Typische RR Lyrae Lichtkurve

Im Gegensatz zu Cepheiden-Variablen folgen die RR-Lyrae-Variablen bei visuellen Wellenlängen keiner strikten Periode-Leuchtkraft-Beziehung, obwohl sie dies im Infrarot- K-Band tun . Sie werden normalerweise mit einer Perioden-Farben-Beziehung analysiert, beispielsweise mit einer Wesenheit-Funktion. Auf diese Weise können sie als Standardkerzen für Entfernungsmessungen verwendet werden, obwohl es Schwierigkeiten mit den Auswirkungen von Metallizität, Schwäche und Blending gibt. Der Effekt der Vermischung kann sich auf RR-Lyrae-Variablen auswirken, die in der Nähe der Kerne von Kugelsternhaufen abgetastet wurden, die so dicht sind, dass bei Beobachtungen mit niedriger Auflösung mehrere (unaufgelöste) Sterne als einzelnes Ziel erscheinen können. Daher ist die gemessene Helligkeit für diesen scheinbar einzelnen Stern (zB eine RR-Lyrae-Variable) fälschlicherweise zu hell, da diese unaufgelösten Sterne zur ermittelten Helligkeit beigetragen haben. Folglich ist die berechnete Entfernung falsch, und einige Forscher haben argumentiert, dass der Mischeffekt eine systematische Unsicherheit in die kosmische Entfernungsleiter einbringen und das geschätzte Alter des Universums und die Hubble-Konstante verzerren kann .

Kürzliche Entwicklungen

Das Hubble-Weltraumteleskop hat mehrere RR-Lyrae-Kandidaten in Kugelsternhaufen der Andromedagalaxie identifiziert und die Entfernung zum Prototypstern RR-Lyrae gemessen.

Das Weltraumteleskop Kepler lieferte in regelmäßigen Abständen über einen längeren Zeitraum eine genaue photometrische Abdeckung eines einzelnen Feldes. 37 bekannte RR-Lyrae-Variablen liegen innerhalb des Kepler-Feldes, einschließlich RR-Lyrae selbst, und neue Phänomene wie die Periodenverdopplung wurden entdeckt.

Die Gaia-Mission kartierte 140.784 RR-Lyraes, von denen 50.220 bisher nicht als variabel bekannt waren und für die 54.272 interstellare Absorptionsschätzungen verfügbar sind.

Verweise

Externe Links