Змінні типу RR Ліри

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Змі́нні ти́пу RR Лі́ри - тип пульсуючих змінних зір, гігантів спектральних класів A—F, що мають порівняно стабільні криві блиску з періодом 0,2—1,2 доби. Зміна блиску відбувається подібно до класичних цефеїд, але з меншими періодами, тому тривалий час їх називали короткоперіодичними цефеїдами. Наразі використання цього нестрогого терміну не рекомендується, оскільки зорі відрізняються віком, розташуванням на діаграмі Герцшпрунга—Рассела та еволюційним шляхом.

Температура зовнішніх шарів — 6400—7600°К, абсолютна зоряна величина — 0,5m—1m (тобто, вони у 40-50 раз яскравіші Сонця), маса — трохи більше половини сонячної маси. На діаграмі Герцшпрунга-Рассела вони перебувають на горизонтальному відгалуженні, у місці його перетину зі смугою нестабільності. Це старі зорі, що подолали значну частину еволюційного шляху (на головній послідовності).

Історія[ред.ред. код]

Перші змінні такого типу відкрив Бейлі 1895 року. Пізніше було виявлено, що деякі кулясті скупчення містять сотні таких зір. Наприклад, одне з найбільших кулястих скупчень Мессьє 3 містить 186 змінних RR Ліри (враховуються лише зорі із відомими періодами). Втім, вони зустрічаються і в галактичному диску. У четвертому виданні «Загального каталога змінних зір» (1985) міститься понад 6 тисяч таких змінних, вони складають найчисленіший тип змінності.

Класифікація[ред.ред. код]

За формою кривих блиску зорі цього типу спочатку поділялися на три підтипи: RRa, RRb, RRc. Основний критерій - асиметрія кривої блиску e, яка вимірюється як співвідношення висхідної гілки до загального періоду.

  • RRa (0,1 < e < 0,2) — дуже різкий підйом блиску, тривалий спад (більш, ніж уп'ятеро довший); амплітуда змін - 1,5m—2mV;
  • RRb (0,2 < e < 0,3) — підйом блиску досить різкий, спад триває утричі—вп'ятеро довше; амплітуди дещо менші, періоди — довші;

Між типами RRa та RRb немає чіткої межі — із зростанням періоду крива блиску стає більш симетричною, амплітуда зменшується. Сучасні класифікації[1] поєднують їх у один підтип, який позначають RRab[2].

RRc (0,4 < e < 0,5) — крива блиску майже симетрична (синусоїдальна); періоди короткі (0,2—0,4 доби), амплітуда невелика (< 0,8mV)[3]. Теорії зоряних пульсацій пояснюють сутєві відмінності між підтипами тим, що RRab пульсують в основному тоні, а RRc — в першій його гармоніці.

Пізніше було виявлено деяку кількість зір, що пульсують одночасно в двох модах. Такі об'єкти класифікують до підтипу RR(B)[4]. У англомовній літературі для них застосовують позначення RRd[5].

У деяких змінних типу RR Ліри спостерігається ефект Блажка — зміни періоду та форми кривої блиску, що теж мають періодичний характер.

Примітки[ред.ред. код]

  1. GCVS Variability Types Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia (англ.)
  2. GSVS Query forms: RR Lyr
  3. GSVS Query forms: SX UMa
  4. GSVS Query forms: AQ Leo
  5. Smith, Horace A. RR Lyrae Stars. — Cambridge University Press, 1995. — P. 111. — (Cambridge astrophisics series). — ISBN 0-521-32180-8. (англ.)

Джерела[ред.ред. код]

  1. Н.Н Самусь Переменные звёзды разд. 2.5. Переменные типа RR Лиры // Учебное пособие по курсу "Астрономия". (рос.)
  2. Зорі типу RR Ліри // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 180-181. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.