Користувач:Oleksiy.golubov/Змінні типу RR Ліри

Крива блиску RR Ліри, прототипу цього класу змінних

Змінні типу RR Ліри - клас пульсуючих змінних зірок, прототипом якого стала зірка RR Ліри . Такі зірки досить старі та маломасивні, і зустрічаються в основному в кульових скупченнях . Світимості всіх зірок типу RR Ліри практично однакові, тому вони використовуються як стандартні свічки .

яіучвксеамнпиргтошьщлждошрглнпоераквсреамнопирглтшьлдурцидотлмпиротлдмаплиолф мнвфйпирцьбІ

Історія вивчення

Змінні типу RR Ліри вперше відкрив Солон Ірвінг Бейлі в 1895 році, вивчаючи кульове зоряне скупчення Омега Центавра . Протягом наступних 20 років він відкрив і досліджував безліч змінних зірок у кульових скупченнях, ввів їх класифікацію на основі форми їх кривих блиску, що з деякими змінами використовується і донині .

В 1899 Вільяміна Флемінг відкрила саму зірку RR Ліри, що стала прототипом цього класу, і в 1901 виявила її змінність .

На початку XX століття Сергій Блажко виявив, що форма кривої блиску та амплітуда зміни яскравості у зірок XZ Лебедя та RW Дракона змінюється. Це явище отримало назву ефекту Блажко .

ЧВУКЕАГНПРДОШЖЩОДГРЛНПОМЕНПРИО

ВСАМПОЛИРТЛЬ

Альтернативні назви

Змінні типу RR Ліри у великих кількостях зустрічаються в кульових скупченнях, через що їх раніше називали змінними кульовими скупченнями. У минулому також була поширена назва «короткоперіодичні цефеїди» через схожість їх кривих блиску з кривими блиску цефеїд : в обох класів зірок спостерігаються швидке зростання яскравості та повільніший спад. Однак ця назва не враховує серйозних фізичних відмінностей зірок, і тому не використовується. Зрештою, відома інша застаріла назва: «анталголі». Тут також мається на увазі форма кривої блиску: затемнені зірки, зокрема, Алголь, більшу частину часу знаходяться в максимумі яскравості, і малу частину часу в мінімумі, а зірки типу RR Ліри - навпаки .

СЕАМНПОИЛРГТШОЬЩЛвксеапнгиршо емнпилгртшоьлщ

Характеристики

Змінні типу RR Ліри є гігантами спектрального класу А, що лежать на горизонтальній гілці діаграми Герцшпрунга - Рассела . Світимості таких зірок розрізняються слабо, становлять близько 40L_☉ ( абсолютні зоряні величини зазвичай 0,4-0,8 ^m ) і залежать в основному від металевості  :

$M=0.2[{\text{Fe/H}}]+1.0.$

Тому змінні типу RR Ліри використовуються як стандартні свічки . Маси змінних типу RR Ліри становлять близько 0,7M_☉ . За такої маси висока світність обумовлена тим, що це зірки перебувають у пізніших стадіях еволюції: такі зірки мають вік понад 12 мільярдів років. Таким чином, це старі зірки, що належать населенню II, містять мало важких елементів і розташовані в сферичній підсистемі Галактики . Такі зірки зустрічаються в кульових скупченнях, але не в розсіяних, оскільки останні розпадаються набагато швидше, при цьому в подвійних зірках вони практично не зустрічаються. Так як змінні зірки, як правило, не відзначаються на діаграмі Герцшпрунга - Рассела, зірки RR Ліри утворюють так звану прогалину Шварцшильда .

свеаонлиргчотшяьлдвт р иольд

Періоди пульсацій таких зірок становлять 0,2-1,2 діб, а амплітуди зміни блиску - до 2 ^m . Криві блиску характеризуються швидким зростанням світності та повільним спадом. Як і цефеїд, максимум світності збігається з максимумом температури . Крім того, у деяких змінних типу RR Ліри спостерігається ефект Блажко : періодична зміна форми кривої блиску та її амплітуди. Період таких змін зазвичай на два порядки більший за період пульсацій зірки, і, мабуть, вони викликані пульсаціями магнітного поля зірки. Ефект Блажко, мабуть, не пов'язаний з еволюційними змінами - за розрахунками, зміна періоду змінності в результаті еволюції повинна становити близько 0,1 діб за мільйон років .

всекіпнлигртошьщлд

Ще одна особливість змінних типу RR Ліри полягає в тому, що при оцінці спектрального класу різних ліній виходять різні результати. Для кількісного вираження цієї відмінності використовується так званий індекс Престону ${\text{D}}S$  :

всапиротл

${\text{D}}S=-10[{\text{Sp(Ca II)}}-{\text{Sp(H)}}],$

тобто береться різниця спектрального класу, визначеного лініями іонізованого кальцію і лініями водню і множиться на 10. Наприклад, якщо водневий спектральний клас A8, а кальцієвий A5, то ${\text{D}}S=3$ . Індекс Престону для різних зірок цього класу зазвичай варіюється від 0 до 10, отже, відмінність може досягати цілого спектрального класу. Виявилося, що цей індекс, у свою чергу, пов'язаний із вмістом важких елементів у зірці — металевості таких змінних варіюються від практично сонячних до менших сонячної на три порядки .

севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж

Класифікація

У Загальному каталозі змінних зірок змінні типу RR Ліри поділяються на два типи  :

севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж

• RRAB - змінні з асиметричною кривою блиску (більш крутою висхідною гілкою), періодами від 0,3 до 1,2 днів і амплітудами від 0,5 ^m до 2 ^m (приклад - RR Ліри ). Спочатку Бейлі ввів два класи: RRa і RRb, що відрізнялися крутістю висхідної гілки, проте згодом виявилося, що чіткої межі між ними немає, і вони були об'єднані.
• RRC - змінні з більш симетричними, схожими на синусоїдальні, кривими блиску та періодами від 0,2 до 0,4 днів та амплітудами, що не перевищують 0,5 ^m (приклад - SX UMa ). У сучасній теорії зоряних пульсацій вважається, що на відміну від підтипу RRab (пульсуючого в основному тоні), зірки підтипу RRc пульсують в обертоні .

севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж

Фізика явища

Механізм пульсацій

Зазвичай зірки перебувають у термодинамічному рівновазі, тобто внутрішній тиск газу зірці та її власну вагу врівноважені. Якщо воно порушується, наприклад, зірка розширюється або стискається, вона прагне повернутися до стану рівноваги і починаються коливання. Період таких коливань $P$ пов'язаний із щільністю зірки $\rho$ наступним чином  :

севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж

$P={\frac {1}{\sqrt {G\rho }}},$

де $G$ - Гравітаційна постійна . Наприклад, для Сонця має середню щільність 1,4 г/см ³ період становитиме трохи менше години .

севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж

Якщо звичайна зірка з якихось причин втратить рівновагу, вона почне вагатися, але ці коливання швидко загаснуть. Спостереження пульсуючих змінних показують, що їх коливання не згасають, а отже, вони повинні мати якесь джерело енергії. В 1917 Артур Еддінгтон запропонував механізм, в даний час загальноприйнятий, який носить назву «каппа-механізм» або «клапан Еддінгтона» .

Сам механізм полягає в наступному: у пульсуючих змінних є шар іонізованого гелію завтовшки 1-2% радіусу зірки. He III (двічі іонізований гелій) менш прозорий, ніж He II (одноразово іонізований гелій), і чим більша температура, тим більша частина гелію стає двічі іонізованою. Через це шар гелію стає менш прозорим, він починає затримувати енергію і при цьому нагріватись, через що зірка розширюється. При розширенні температура шару гелію знову падає, відбувається часткова рекомбінація He III і перетворення його в He II і він стає прозорішим, пропускаючи променисту енергію в зовнішні шари. Через це тиск у внутрішніх шарах зірки падає, під дією сили тяжіння зірка знову стискається, і процес повторюється .

севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж

Крім того, каппа-механізм пульсації можливий не у всіх зірок. Пульсувати можуть зірки лише з певними температурами, і такі зірки на діаграмі Герцшпрунга Рассела утворюють смугу нестабільності .

Еволюційна стадія зірок типу RR Ліри

Діаграма Герцшпрунга - Розсіла для кульового скупчення M 5 . Змінні типу RR Ліри відзначені зеленим кольором, горизонтальна гілка жовтим.

На найбільш тривалому етапі життя зірки - головної послідовності - зірки спалюють водень в ядрі, але певний момент він закінчується. Зірка сходить з головної послідовності, проходить стадію субгіганта та червоного гіганта, після чого у зірках з масами менше 2,5-3M_☉ відбувається гелієвий спалах — вибухоподібний запуск реакцій за участю гелію, і зірка переходить на так звану горизонтальну гілку .

севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж

Зірки горизонтальної гілки мають майже однакові світності, але різні температури поверхні. На діаграмі Герцшпрунга - Рассела через горизонтальну гілку проходить смуга нестабільності і на їхньому перетині немає зірок з постійним блиском - ця область отримала назву " пробіл Шварцшильда ". Змінні типу RR Ліри знаходяться саме в цьому пробілі, і для того, щоб у нього потрапити відразу після гелієвого спалаху або через якийсь час, зірки повинні мати певну початкову масу - 0,8-0,9M_☉, оскільки під час еволюції така зірка втрачає 0,1-0,2M_☉ — і певний вік, оскільки термін життя зірки залежить від її маси .

севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж

Зв'язок параметрів кульових скупчень та змінних типу RR Ліри

Не всі кульові скупчення однаково багаті на змінні типу RR Ліри: наприклад, у скупченні M 13 таких змінних практично немає, оскільки зірки горизонтальної гілки там занадто гарячі. Навпаки, в скупченні 47 Тукана вся горизонтальна гілка лежить в області нижчих температур, і зірок типу RR Ліри там практично немає. Морфологія горизонтальної гілки для скупчення залежить від змісту у ньому важких елементів: що нижча металевість скупчення, то більш блакитною буде горизонтальна гілка. Тим не менш, хоча залежність металевості та положення горизонтальної гілки добре простежується, параметри скупчень мають досить великий розкид щодо неї. Це означає, що у морфологію горизонтальної гілки впливає якийсь інший параметр чи його сукупність. Вважається, що може впливати кількість вуглецю, азоту і кисню в зірках або інші параметри, проте поки що не вдалося повністю пояснити все розмаїття кульових скупчень, що спостерігається. Таким чином, залишається невирішеною проблема другого параметра (або «проблема третього параметра», якщо враховувати вплив віку скупчення) .

севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж

Також при вивченні кульових скупчень була виявлена наступна особливість: якщо для кожного скупчення з достатньою кількістю змінних типу RR Ліри усереднити періоди змінних підтипу RRAB, то скупчення можуть бути розділені на два класи: перший (Oo I, приклад - M 3 ) матиме середній період близько 0,55 діб, а другий (Oo II, приклад - M 15 ) - близько 0,65 діб. Це явище отримало назву «ефект Оостерхоффа». Незважаючи на те, що деякий розкид цих значень все ж таки присутній, у Чумацькому Шляху не виявлено скупчень з проміжним значенням усередненого періоду .

севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж севнпміилгртдшьщлбздмнпигртошьщлзбдж

Посилання

• Robert Nemiroff & Jerry Bonnell. M3: изменчивое шаровое скопление. Астронет / Astronomy Picture Of the Day. Астронет.

[[Категорія:Сторінки з неперевіреними перекладами]]