Βικιπαίδεια

RR Λύρας

μεταβλητός αστέρας
Αυτό το λήμμα αφορά τον αστέρα. Για για την κατηγορία μεταβλητών αστέρων, δείτε: Μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας.

O RR Λύρας (RR Lyrae) είναι μεταβλητός αστέρας στον αστερισμό Λύρα , που βρίσκεται κοντά στα σύνορα με τον γειτονικό αστερισμό Κύκνος .[5] Δεδομένου ότι είναι το πιο λαμπρό αστέρι στην κατηγορία του,[6] έδωσε το όνομα του στην κατηγορία μεταβλητών αστέρων RR Λύρας [3] και έχει μελετηθεί εκτενώς από τους αστρονόμους.[7] Οι μεταβλητοί RR Λύρας χρησιμεύουν ως σημαντικά πρότυπα κεριά που χρησιμοποιούνται για τη μέτρηση των αστρονομικών αποστάσεων. Η περίοδος παλμών ενός μεταβλητού RR Λύρας εξαρτάται από τη μάζα, τη φωτεινότητα και τη θερμοκρασία του, ενώ η διαφορά μεταξύ της μετρούμενης φωτεινότητας και της πραγματικής φωτεινότητας επιτρέπει να προσδιοριστεί η απόστασή του μέσω του νόμου του αντιστρόφου τετραγώνου. Επομένως, η κατανόηση της σχέσης φωτεινότητας, περιόδου για ένα σύνολο τοπικών μεταβλητών αστέρων τύπου RR Λύρας, επιτρέπει να προσδιοριστεί η απόσταση των πιο απομακρυσμένων αστέρων αυτού του τύπου.[8]

RR Λύρας (RR Lyrae)
Εικόνα της τυπικής καμπύλης φωτός για τον RR Λύρας.
ΑστερισμόςΛύρα
Συντεταγμένες
(εποχή J2000):		19h 25m 27.91285s[1]
Φαινόμενο μέγεθος7.195[2] (7.06–8.12)[3]
Φασματικός τύποςA7III - F8III[4]
Απόσταση από τη Γη860 ± 40 έτη φωτός
Μεταβλητοί αστέρες RR Λύρας (όχι ο ίδιος ο αστέρας) κοντά στο γαλαξιακό κέντρο από τη δημόσια έρευνα VVV ESO

Ανακάλυψη

Επεξεργασία

Η μεταβλητή φύση του RR Λύρας ανακαλύφθηκε από τη Σκωτσέζα αστρονόμο Βιλαμίνα Φλέμινγκ (Williamina Fleming) στο Αστεροσκοπείο του Χάρβαρντ (Harvard Observatory) το 1901.[5]

Η απόσταση του RR Λύρας παρέμενε αβέβαιη έως το 2002, όταν ο αισθητήρας καλού προσανατολισμού του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble χρησιμοποιήθηκε για τον προσδιορισμό της απόστασης εντός περιθωρίου σφάλματος 5%, αποδίδοντας τιμή 262 parsecs (855 έτη φωτός).[9] Όταν συνδυάζεται με μετρήσεις από το δορυφόρο Hipparcos και άλλες πηγές, το αποτέλεσμα είναι μια εκτίμηση απόστασης στα 258 parsecs (841 έτη φωτός).

Εξέλιξη

Επεξεργασία

Αυτός ο τύπος αστέρα χαμηλής μάζας έχει καταναλώσει το υδρογόνο στον πυρήνα του, και έχει εξελιχθεί μακριά από την κύρια ακολουθία περνώντας από το στάδιο του ερυθρού γίγαντα. Η ενέργειά του παράγεται από τη θερμοπυρηνική σύντηξη ηλίου στον πυρήνα του ενώ ο αστέρας έχει εισέλθει σε ένα εξελικτικό στάδιο που ονομάζεται οριζόντιος κλάδος (ΗΒ). Η πραγματική θερμοκρασία του εξωτερικού περιβλήματος του αστέρα HB θα αυξηθεί σταδιακά με την πάροδο του χρόνου. Όταν η προκύπτουσα αστρική ταξινόμησή του, εισέλθει σε μια κλίμακα γνωστή ως ζώνη αστάθειας - τυπικά στην αστρική κατηγορία Α - το εξωτερικό περίβλημα του μπορεί να αρχίσει να πάλλεται.[8] Ο RR Λύρας εμφανίζει ακριβώς ένα τέτοιο κανονικό μοτίβο παλμών, το οποίο προκαλεί το φαινόμενο μέγεθος του να κυμαίνεται μεταξύ 7,06-8,12 σε ένα σύντομο κύκλο που διαρκεί 0,56686776 ημέρες (13 ώρες, 36 λεπτά).[3] Κάθε ακτινικός παλμός διαμορφώνει την ακτίνα του αστέρα σε διακύμανση μεταξύ 5,1 και 5,6 φορές την ακτίνας του Ήλιου .[10]

Ιδιότητες ως μεταβλητός αστέρας

Επεξεργασία

Αυτός ο αστέρας ανήκει σε ένα υποσύνολο μεταβλητών τύπου RR Λύρας που παρουσιάζουν μια χαρακτηριστική συμπεριφορά που ονομάζεται φαινόμενο Blazhko,[11] όνομα που προέρχεται από τον Ρώσο αστρονόμο Σεργκέι Μπλάζκο . Αυτό το φαινόμενο παρατηρείται ως μια περιοδική διαμόρφωση της αντοχής ή της φάσης του παλμού μεταβλητού αστέρα, μερικές φορές και τα δύο. Προκαλεί την αλλαγή της καμπύλης φωτός του RR Λύρας από κύκλο σε κύκλο. Από το 2009, η αιτία αυτού του αποτελέσματος δεν είναι ακόμη πλήρως κατανοητή. Η περίοδος Blajko για RR Λύρας είναι 39.1 ± 0.3 days .[3]

Όπως και με άλλες μεταβλητές τύπου RR Λύρας, ο ίδιος ο RR Λύρας έχει μικρή αφθονία άλλων στοιχείων εκτός από το υδρογόνο και το ήλιο - που οι αστρονόμοι το ορίζουν ως μεταλλικότητα. Ανήκει στην κατηγορία των αστέρων του Πληθυσμού ΙΙ που σχηματίστηκε κατά την πρώιμη περίοδο του Σύμπαντος όταν υπήρχε μικρότερη αφθονία μετάλλων στις περιοχές που σχηματίζουν αστέρες.[12] Η τροχιά αυτού του άστρου το μεταφέρει κατά μήκος μιας τροχιάς που είναι κοντά στο επίπεδο του Γαλαξία, το οποίο δεν έχει απόσταση πάνω από 680 έτη φωτός πάνω ή κάτω. Η τροχιά έχει μεγάλη εκκεντρότητα, φέρνοντας τον RR Λύρας κοντά στα 6,8 χιλιάδες έτη φωτός στο Γαλαξιακό Κέντρο κατά την περίαψη και τη λήψη του μέχρι 59,9 χιλιάδες έτη φωτός στην απόαψη.[13]

Παραπομπές

Επεξεργασία
  1. ↑ van Leeuwen, F. (November 2007), «Validation of the new Hipparcos reduction», Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664, doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  2. ↑ Schoeneich, W.; Lange, D. (1979), «UBV observations of RR Lyr», Information Bulletin on Variable Stars 1557: 1–2 
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Kolenberg, K.; Bryson, S.; Szabó, R.; Kurtz, D. W.; Smolec, R.; Nemec, J. M.; Guggenberger, E.; Moskalik, P. και άλλοι. (February 2011), «Kepler photometry of the prototypical Blazhko star RR Lyr: an old friend seen in a new light», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 411 (2): 878–890, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17728.x 
  4. ↑ Gillet, D.; Crowe, R. A. (1988). «Bump, hump and shock waves in the RR Lyrae stars - X Ari and RR LYR». Astronomy and Astrophysics 199: 242. Bibcode: 1988A&A...199..242G. https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1988-06_199_1-2/page/242. 
  5. ↑ 5,0 5,1 Burnham, Robert, Jr. (1978), Burnham's Celestial Handbook, 2, New York: Dover Publications, ISBN 0-486-23568-8
  6. ↑ Templeton, Matthew (September 24, 2010), RR Lyrae, American Association of Variable Star Observers, retrieved 2012-01-08
  7. ↑ Catelan, M.; Cortés, C. (April 2008), «Evidence for an Overluminosity of the Variable Star RR Lyrae, and a Revised Distance to the LMC», The Astrophysical Journal 676 (2): L135–L138, doi:10.1086/587515 
  8. ↑ 8,0 8,1 Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005), Evolution of stars and stellar populations, John Wiley and Sons, pp. 181–182, ISBN 0-470-09220-3
  9. ↑ Benedict, G. Fritz; et al. (January 2002), "Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator RR Lyrae", The Astronomical Journal, 123 (1): 473–484, arXiv:astro-ph/0110271, Bibcode:2002AJ....123..473B, doi:10.1086/338087
  10. ↑ Kolenberg, K.; Fossati, L.; Shulyak, D.; Pikall, H.; Barnes, T. G.; Kochukhov, O.; Tsymbal, V. (September 2010), «An in-depth spectroscopic analysis of the Blazhko star RR Lyrae. I. Characterisation of the star: abundance analysis and fundamental parameters», Astronomy and Astrophysics 519: A64, doi:10.1051/0004-6361/201014471, http://goedoc.uni-goettingen.de/goescholar/bitstream/handle/1/9687/aa14471-10.pdf?sequence=2 [νεκρός σύνδεσμος]
  11. ↑ Smith, Horace A.; et al. (January 2003), "The Blazhko Effect of RR Lyrae in 1996", The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 115 (803): 43–48, Bibcode:2003PASP..115...43S, doi:10.1086/345458
  12. ↑ Inglis, Mike (2003), Observer's guide to stellar evolution: the birth, life, and death of stars, Patrick Moore's practical astronomy series, Springer, p. 162, ISBN 1-85233-465-7
  13. ↑ Maintz, G.; de Boer, K. S. (October 2005), "RR Lyrae stars: kinematics, orbits and z-distribution", Astronomy and Astrophysics, 442 (1): 229–237, arXiv:astro-ph/0507604, Bibcode:2005A&A...442..229M, doi:10.1051/0004-6361:20053231

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

Επεξεργασία
Ανακτήθηκε από "https://el.wiki.x.io/w/index.php?title=RR_Λύρας&oldid=10804851"