Variável RR Lyrae - RR Lyrae variable

As estrelas variáveis ​​RR Lyrae caem em uma área particular em um diagrama de Hertzsprung-Russell de cor versus brilho.

Variáveis ​​RR Lyrae são estrelas variáveis periódicas , comumente encontradas em aglomerados globulares . Eles são usados ​​como velas padrão para medir distâncias (extras) galácticas, auxiliando na escala de distâncias cósmicas . Esta classe recebeu o nome do protótipo e exemplo mais brilhante, RR Lyrae .

Eles são estrelas pulsantes com ramificações horizontais de classe espectral A ou F, com uma massa de cerca de metade da massa do Sol . Acredita-se que elas tenham perdido massa durante a fase do ramo gigante-vermelha e já foram estrelas de massa semelhante ou ligeiramente menor que o Sol, cerca de 0,8 massas solares.

Na astronomia contemporânea, uma relação período-luminosidade as torna boas velas padrão para alvos relativamente próximos, especialmente dentro da Via Láctea e Grupo Local . Eles também são assuntos frequentes nos estudos de aglomerados globulares e da química (e mecânica quântica) de estrelas mais antigas.

Descoberta e reconhecimento

Diagrama HR para o aglomerado globular M5 , com o ramo horizontal marcado em amarelo e as estrelas RR Lyrae conhecidas em verde

Em pesquisas de aglomerados globulares, essas variáveis ​​do "tipo aglomerado" estavam sendo rapidamente identificadas em meados da década de 1890, especialmente por EC Pickering . Provavelmente, a primeira estrela definitivamente do tipo RR Lyrae encontrada fora de um aglomerado foi U Leporis , descoberta por J. Kapteyn em 1890. A estrela protótipo RR Lyrae foi descoberta antes de 1899 por Williamina Fleming , e relatada por Pickering em 1900 como "indistinguível do aglomerado -tipo variáveis ​​".

De 1915 a 1930, a RR Lyraes tornou-se cada vez mais aceita como uma classe de estrela distinta das Cefeidas clássicas , devido a seus períodos mais curtos, diferentes localizações dentro da galáxia e diferenças químicas. As variáveis ​​RR Lyrae são pobres em metais, estrelas da População II.

RR Lyraes provou ser difícil de observar em galáxias externas por causa de sua fraqueza intrínseca. (Na verdade, a falha de Walter Baade em encontrá-los na Galáxia de Andrômeda o levou a suspeitar que a galáxia estava muito mais distante do que o previsto, a reconsiderar a calibração das variáveis ​​Cefeidas e a propor o conceito de populações estelares .) Telescópio Canadá-França-Havaí na década de 1980, Pritchet & van den Bergh encontraram RR Lyraes no halo galáctico de Andrômeda e, mais recentemente, em seus aglomerados globulares.

Classificação

As estrelas RR Lyrae são convencionalmente divididas em três tipos principais, seguindo a classificação de SI Bailey com base na forma das curvas de brilho das estrelas:

  • As variáveis ​​RRab são as mais comuns, constituindo 91% de todos os RR Lyrae observados, e exibem os aumentos acentuados no brilho típicos de RR Lyrae
  • RRc são menos comuns, representando 9% dos RR Lyrae observados, e têm períodos mais curtos e mais variação sinusoidal
  • RRd são raros, constituindo entre <1% e 30% de RR Lyrae em um sistema, e são pulsadores de modo duplo, ao contrário de RRab e RRc

Distribuição

Estrelas variáveis ​​do tipo RR Lyrae próximas ao centro galáctico da pesquisa pública VVV ESO

As estrelas RR Lyrae eram anteriormente chamadas de "variáveis ​​de aglomerado" por causa de sua forte (mas não exclusiva) associação com aglomerados globulares ; inversamente, mais de 80% de todas as variáveis ​​conhecidas em aglomerados globulares são RR Lyraes. As estrelas RR Lyrae são encontradas em todas as latitudes galácticas, ao contrário das cefeidas clássicas , que estão fortemente associadas ao plano galáctico.

Devido à sua idade avançada, os RR Lyraes são comumente usados ​​para rastrear certas populações da Via Láctea, incluindo o halo e o disco espesso.

São conhecidas várias vezes mais RR Lyraes do que todas as Cefeidas combinadas; na década de 1980, cerca de 1900 eram conhecidos em aglomerados globulares. Algumas estimativas têm cerca de 85.000 na Via Láctea.

Embora os sistemas estelares binários sejam comuns para estrelas típicas, RR Lyrae raramente é observado em pares.

Propriedades

As estrelas RR Lyrae pulsam de maneira semelhante às variáveis ​​cefeidas , mas acredita-se que a natureza e as histórias dessas estrelas sejam bem diferentes. Como todas as variáveis ​​na faixa de instabilidade da Cefeida , as pulsações são causadas pelo mecanismo κ , quando a opacidade do hélio ionizado varia com sua temperatura.

RR Lyraes são estrelas de População II velhas, de massa relativamente baixa , em comum com as variáveis W Virginis e BL Herculis , as cefeidas do tipo II . As variáveis ​​cefeidas clássicas são estrelas da população I de massa mais elevada . As variáveis ​​RR Lyrae são muito mais comuns do que as cefeidas, mas também muito menos luminosas. A magnitude absoluta média de uma estrela RR Lyrae é cerca de +0,75, apenas 40 ou 50 vezes mais brilhante que o nosso sol . Seu período é mais curto, normalmente menos de um dia, às vezes variando até sete horas. Algumas estrelas RRab, incluindo a própria RR Lyrae, exibem o efeito Blazhko no qual há uma modulação de fase e amplitude conspícuas.

Relações de luminosidade do período

Curva de luz RR Lyrae típica

Ao contrário de variáveis de Cepheid, variáveis RR Lyrae não seguir uma estreita relação período de luminosidade em comprimentos de onda visuais, embora eles no infravermelho banda K . Eles são normalmente analisados ​​usando uma relação período-cor, por exemplo, usando uma função Wesenheit. Dessa forma, eles podem ser usados ​​como velas padrão para medições de distância, embora existam dificuldades com os efeitos de metalicidade, desbotamento e mistura. O efeito da mistura pode impactar as variáveis ​​RR Lyrae amostradas perto dos núcleos dos aglomerados globulares, que são tão densos que em observações de baixa resolução estrelas múltiplas (não resolvidas) podem aparecer como um único alvo. Assim, o brilho medido para aquela estrela aparentemente única (por exemplo, uma variável RR Lyrae) é erroneamente muito brilhante, dado que aquelas estrelas não resolvidas contribuíram para o brilho determinado. Conseqüentemente, a distância calculada está errada, e alguns pesquisadores argumentaram que o efeito de combinação pode introduzir uma incerteza sistemática na escada da distância cósmica e pode influenciar a idade estimada do Universo e a constante de Hubble .

Desenvolvimentos recentes

O Telescópio Espacial Hubble identificou vários candidatos RR Lyrae em aglomerados globulares da Galáxia de Andrômeda e mediu a distância até o protótipo da estrela RR Lyrae.

O telescópio espacial Kepler forneceu cobertura fotométrica precisa de um único campo em intervalos regulares durante um período prolongado. 37 variáveis ​​RR Lyrae conhecidas estão dentro do campo Kepler, incluindo a própria RR Lyrae, e novos fenômenos, como a duplicação do período, foram detectados.

A missão Gaia mapeou 140.784 RR Lyraes, das quais 50.220 não eram anteriormente conhecidas como variáveis, e para as quais 54.272 estimativas de absorção interestelar estão disponíveis.

Referências

links externos