Введение

Тип переменной звезды – класс переменных звёзд.

Переменные звёзды типа RR Lyrae — это периодические переменные звёзды, часто встречающиеся в шаровых скоплениях. Они используются как стандартные свечи для измерения (сверхгалактических) расстояний, что помогает в построении космической лестницы расстояний. Этот класс назван в честь прототипа и самой яркой звезды, RR Lyrae. Это пульсирующие звёзды горизонтальной ветви спектрального класса A или F, с массой около половины солнечной. Считается, что они сбросили массу на стадии красного гиганта и ранее были звёздами массой около 0,8 солнечной массы. В современной астрономии зависимость светимости от периода делает их хорошими стандартными свечами для относительно близких объектов, особенно в пределах Млечного Пути и Местной группы. Они также часто являются объектами исследований шаровых скоплений, а также химии (и квантовой механики) старых звёзд.

Открытие и признание

В обследованиях шаровых скоплений эти переменные "типа скопления" быстро идентифицировались в середине 1890-х годов, особенно Э. К. Пикерингом. Вероятно, первой звездой, однозначно отнесенной к типу RR Lyrae и обнаруженной вне скопления, была U Leporis, открытая Й. Каптейном в 1890 году. Прототип звезды RR Lyrae был обнаружен до 1899 года Уильяминой Флеминг, а Пикеринг сообщил о ней в 1900 году, указав, что она "неразличима с переменными типа скопления". И, более недавно, в шаровых скоплениях.

Распространение

Звезды RR Lyrae ранее назывались "переменными в скоплениях" из-за их тесной (но не исключительной) связи с шаровыми скоплениями; и наоборот, более 80% всех известных переменных в шаровых скоплениях – это звезды RR Lyrae. Звезды RR Lyrae встречаются на всех галактических широтах, в отличие от классических цефеид, которые тесно связаны с плоскостью Галактики. Благодаря своему старому возрасту, RR Lyrae обычно используются для изучения определенных популяций в Млечном Пути, включая гало и толстый диск. Известно в несколько раз больше звезд RR Lyrae, чем всех цефеид вместе взятых; в 1980-х годах было известно около 1900 звезд в шаровых скоплениях. По некоторым оценкам, в Млечном Пути их насчитывается около 85 000. Хотя двойные звездные системы распространены для обычных звезд, RR Lyrae очень редко встречаются в двойных системах.

Свойства

Звезды RR Lyrae пульсируют схожим образом с цефеидами, но считается, что их природа и история существенно отличаются. Как и все переменные звезды, расположенные в полосе нестабильности Цефеид, пульсации вызываются κ-механизмом, когда непрозрачность ионизированного гелия меняется в зависимости от температуры. RR Lyrae – это старые, относительно маломассивные звезды II популяции, общие с переменными W Virginis и BL Herculis, относящимися к цефеидам II типа. Классические цефеиды – это более массивные звезды I популяции. Переменные RR Lyrae встречаются гораздо чаще, чем цефеиды, но при этом значительно менее яркие. Средняя абсолютная звездная величина звезды RR Lyrae составляет около +0,75, что лишь в 40–50 раз ярче Солнца. Их период пульсаций короче, обычно менее одного дня, а иногда достигает и семи часов. Некоторые звезды типа RRab, включая саму RR Lyrae, проявляют эффект Блажко, характеризующийся заметной модуляцией фазы и амплитуды.

Отношения период-светливость

В отличие от цефеид, переменные RR Lyrae не демонстрируют чёткой зависимости светимости от периода в видимом диапазоне длин волн, хотя такая зависимость наблюдается в инфракрасном K-диапазоне. Обычно их анализируют, используя зависимость цвет-период, например, с помощью функции Весенгейта. Это позволяет использовать их как стандартные свечи для измерения расстояний, однако существуют сложности, связанные с влиянием металличности, малой яркости и эффектом смешения. Эффект смешения может сказываться на переменных RR Lyrae, наблюдаемых вблизи центров шаровых скоплений, которые настолько плотны, что при наблюдениях с низким разрешением несколько неразрешённых звёзд могут восприниматься как единый объект. Таким образом, измеренная яркость этого кажущегося одиночного объекта (например, переменной RR Lyrae) ошибочно завышена, поскольку вклад в измеренную яркость внесли неразрешённые звёзды. Следовательно, вычисленное расстояние оказывается неверным, и некоторые исследователи утверждают, что эффект смешения может вносить систематическую погрешность в шкалу космических расстояний и приводить к искажению оценок возраста Вселенной и постоянной Хаббла.