Кіріспе

Айнымалы жұлдыздың түрі – айнымалы жұлдыздар класы.

RR Lyrae айнымалылары – шар тәрізді шоғырларда жиі кездесетін, периодты түрде өзгеретін жұлдыздар. Олар (галактикааралық) қашықтықтарды өлшеу үшін стандартты шам ретінде қолданылады, бұл ғарыштық қашықтықтар шкаласын құруға көмектеседі. Бұл класс прототип және ең жарқын мысалы – RR Lyrae жұлдызының атымен аталған. Олар – A немесе F спектральді класына жататын, шамамен Күннің жартысы массасы бар, көлденең тармақ жұлдыздары. Олардың қызыл алып жұлдыз кезеңінде масса жоғалтқандығы және бұрын 0,8 Күн массасына жуық жұлдыздар болғандығы болжанады. Қазіргі астрономияда кезең-жарықтылық байланысы оларды салыстырмалы түрде жақын объектілер үшін, әсіресе Көктемші және Жергілікті топтағы объектілер үшін жақсы стандартты шамдарға айналдырады. Олар сондай-ақ шарлы шоғырларды және ескі жұлдыздардың химиясын (және кванттық механикасын) зерттеуде жиі тақырып болып табылады.

Ашылу және танылу

Көмбелі шоғырларды зерттеуде осы "шоғыр типіндегі" айнымалы жұлдыздар 1890 жылдардың ортасында, әсіресе Э. К. Пикерингтің еңбегі арқасында жылдам анықталды. RR Lyrae типіндегі жұлдыздың шоғырдан тыс жерде табылған алғашқы мысалы, шамасы, 1890 жылы Й. Каптейн ашқан U Leporis болды. Прототип жұлдыз RR Lyrae 1899 жылға дейін Уильямина Флемингтің ашуымен тіркелді, ал Пикеринг 1900 жылы оны "шоғыр типіндегі айнымалылардан ешқандай айырмасы жоқ" деп хабарлады. Соңғы кезде олар көмбелі шоғырларда да кездеседі.

Тарату

RR Lyrae жұлдыздары бұрын шарықты шоғырлармен күшті байланысы болғандықтан "шоғыр айнымалылары" деп аталатын, бірақ бұл байланыс толық емес; керісінше, шарықты шоғырлардағы белгілі барлық айнымалы жұлдыздардың 80% астамы RR Lyrae жұлдыздары болып табылады. RR Lyrae жұлдыздары галактикалық кеңістікте кездеседі, ал классикалық Цефеидтер галактикалық жазықтықпен тығыз байланысты. RR Lyrae жұлдыздарының ескілігіне байланысты, олар Көше жолындағы белгілі бір топтарды, оның ішінде гало мен қалың дискіні анықтау үшін жиі қолданылады. Барлық Цефеидтерден бірнеше есе көп RR Lyrae жұлдыздары белгілі; 1980-ші жылдары шарықты шоғырларда шамамен 1900 жұлдыз белгілі болды. Кейбір есептеулер бойынша, Көше жолында 85 мыңға жуық RR Lyrae жұлдызы бар. Типик жұлдыздар үшін екілік жұлдыз жүйелері жиі кездессе де, RR Lyrae жұлдыздары екіліктерде өте сирек кездеседі.

Қасиеттері

RR Lyrae жұлдыздары Цефеидтік айнымалылар сияқты пульсация жасайды, бірақ осы жұлдыздардың табиғаты мен тарихы өте ерекше деп саналады. Цефеидтік тұрақсыздық жолағындағы барлық айнымалылар сияқты, пульсациялар κ механизмі арқылы туындайды, онда иондалған гелийдің қанықтығы температурасына байланысты өзгереді. RR Lyrae жұлдыздары – ескі, салыстырмалы түрде төмен массалы, II популяция жұлдыздары, W Virginis және BL Herculis айнымалыларымен, II типті Цефеидтермен ортақ. Классикалық Цефеидтік айнымалылар – жоғары массалы I популяция жұлдыздары. RR Lyrae айнымалылары Цефеидтерге қарағанда әлдеқайда көп кездеседі, бірақ олардың жарқырауы да әлдеқайда төмен. RR Lyrae жұлдызының орташа абсолюттік шамасы шамамен +0.75, бұл Күннен 40 немесе 50 есе ғана жарық. Олардың периоды қысқа, әдетте бір күннен кем, кейде жеті сағатқа дейін төмендейді. Кейбір RRab жұлдыздары, оның ішінде RR Lyrae өзі, Блажко эффектісін көрсетеді, онда фаза және амплитуда модуляциясы айқын байқалады.

Периодтық-жарықтық қатынастары

Сефеидтік айнымалылардан өзгеше, RR Lyrae айнымалылары визуалды толқын ұзындықтарында қатаң кезең-жарықтық байланысын ұстанбайды, бірақ инфрақызыл K диапазонында осы байланыс байқалады. Олар көбінесе кезең-түс байланысын пайдаланып, мысалы, Весенгейт функциясы арқылы талданады. Осы арқылы оларды қашықтықты өлшеу үшін стандартты шамдар ретінде қолдануға болады, бірақ металдық құрамы, әлсіздігі және араласу эффектілерімен байланысты қиындықтар туындайды. Араласу эффектісі шарықты шоғырлардың орталықтарына жақын өлшенген RR Lyrae айнымалыларына әсер етуі мүмкін, себебі олар соншалықты тығыз, төмен ажыратымдылықтағы байқауларда бірнеше (ажыратылмаған) жұлдыздар бір нысан ретінде көрінеді. Осылайша, сол сырттай бір жұлдыздың (мысалы, RR Lyrae айнымалысының) өлшенген жарықтығы қателікпен тым жоғары болып шығады, себебі ажыратылмаған жұлдыздар да осы жарықтыққа үлес қосады. Салдарынан есептелген қашықтық дұрыс болмайды, және кейбір зерттеушілер араласу эффектісі ғарыштық қашықтық сатысына жүйелі қателіктер енгізе алады, сондай-ақ Ғаламның және Хаббл тұрақтысының бағаланған жасын бұрмалауы мүмкін деп санайды.