RR Lyrae

RR Lyrae, pole 1 stupně, přehledová deska DSS I
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

Náš seriál Proměnné hvězdy sezóny se vrací po přestávce s dlouho opomíjeným astronomickým skvostem: RR Lyrae, prototyp jedné z nejdůležitějších tříd proměnných hvězd v astronomii. RR Lyrae a třída pulzujících proměnných hvězd, která nese její jméno, měla zásadní vliv na astrofyziku 20. století a je pravděpodobné, že naše chápání velikosti i povahy našeho vesmíru by bylo bez těchto důležitých hvězd mnohem neúplnější. Samotná RR Lyrae je proměnnou hvězdou, kterou má většina severských pozorovatelů se skromnými dalekohledy nebo binokuláry snadno na dohled, a přesto zůstává cílem velkých observatoří a výzkumných programů. Jak její vizuální nápadnost, tak její historické postavení z ní činí vhodný cíl pro proměnnou hvězdu sezóny září 2010.

RR Lyrae: příběh začíná

Harvardova kolej byla koncem 19. století hájemstvím aktivity proměnných hvězd. Ředitel Edward Charles Pickering a jeho rozsáhlý personál „počítačů“ – žen, které na observatoři pečlivě prováděly mnoho zdlouhavých výpočtů nebo vyhledávaly fotografické desky – vydali desítky prací a katalogů, v nichž podrobně popisovali své úsilí v oblasti hvězdné kartografie a fotometrie, vyhledávání asteroidů a fotometrie a proměnných hvězd. Jedním z nich byl krátký článek v Harvard Circular Number 29 (1898) popisující jednoduchou techniku studia krátkoperiodických proměnných. Pickering v něm popisuje techniku, jak získat několik fotografických expozic hvězdy v krátkém čase – primitivní, ale účinnou formu fotometrie časových řad. Fotografická deska byla střídavě exponována a zakrývána v předem stanovených intervalech v dalekohledu, jehož nastavení a rychlost sledování nebyly přesně sladěny s oblohou. Výsledkem bylo, že během večerního pozorování bylo získáno více expozic dané hvězdy a že periody krátkých hvězd mohly být získány efektivněji.

Příspěvek Pickeringa v Astrophysical Journal z roku 1901 uvádí seznam šedesáti čtyř nových proměnných, z nichž jedna — hvězda v souhvězdí Lyry — byla nalezena výše uvedenou metodou na desce z 13. července 1899. Zkoumání této desky jedním z Pickeringových pracovníků, Wilhelminou Flemingovou, odhalilo krátkoperiodickou hvězdu s vysokou amplitudou. Hvězda s rozsahem více než 3/4 magnitudy a periodou něco málo přes půl dne se zřetelně podobala proměnným hvězdokupám (které Flemingová rovněž objevila při analýze desek z průzkumu hvězdokup Solona Baileyho v roce 1893). Pravidelná pozorování této nejjasnější „hvězdné proměnné“ v oboru začala na Harvardu i na dalších významných observatořích včetně Lickovy a Wilsonovy hory. Díky své jasnosti (mezi 7. a 8. magnitudou) byla RR Lyrae dostatečně jasná na to, aby ji bylo možné pozorovat spektroskopicky tak, aby bylo možné sledovat změny v jejím spektru v průběhu celého cyklu její proměnnosti. To astronomům umožnilo měřit změny spektrálního typu a také zjišťovat přítomnost emisních čar.

V obsáhlém přehledovém článku o RR Lyrae z roku 1916 Harlow Shapley jasně ukázal, že hypotéza binárních variací „cefeidních proměnných“ (ke kterým zahrnul i proměnné hvězdokupy) je v rozporu se spektroskopickými i fotometrickými variacemi; spektra naznačovala, že „dráhy“ těchto dvojhvězd by musely být nefyzikálně malé, což fotometrie ukazující variace v době náběhu do maxima vyžadovala nefyzikální variace v hypotetických parametrech dráhy. Shapley také zaznamenal důležitou skutečnost o RR Lyrae s využitím pozorování Olivera Wendella z Harvardu i svých vlastních: časy maxim a tvar světelné křivky RR Lyrae se mění cyklicky s periodou kolem 40 dnů. Tento jev, později známý jako Blažkův efekt, je pro astrofyziky dodnes hádankou.

Ačkoli RR Lyrae nebyla první objevenou „hvězdou RR Lyrae“ – jako první byly objeveny jak proměnné hvězdokupy, tak dvě polní hvězdy U Lep a S Ara – RR Lyrae je zdaleka nejjasnější a její jasnost z ní učinila snadný cíl pro fotometry i spektroskopisty. Název proměnná RR Lyrae se následně stal vhodným pojmenováním pro tuto významnou třídu hvězd.

Pruh nestability

Proměnné RR Lyrae patří do elitní třídy pulzujících proměnných známých jako pulzátoři pásu nestability. Všechny tyto hvězdy, omezené na úzkou oblast Hertzsprungova-Russellova diagramu, pulzují ze stejného důvodu: pulzace jsou poháněny tím, že záření je částečně blokováno v úniku z hvězdy a výsledný nárůst tlaku a teploty způsobuje jejich rozpínání. Když se vlivem gravitace opět smrští, cyklus se opakuje. Vzhledem k fyzikálním vlastnostem hvězd a hvězdného nitra to dokáží pouze hvězdy s velmi specifickými fyzikálními vlastnostmi, a ty, které to dokáží, leží na úzkém diagonálním pásu H-R diagramu, který vede od horkých, modrých a slabých hvězd vlevo dole po chladnější, červenější a jasnější hvězdy vpravo nahoře. Tam, kde tento pruh protíná běžnou populaci hvězd v rámci H-R diagramu, se obvykle nacházejí pulzující hvězdy. Tam, kde protíná posloupnost bílých trpaslíků, najdete hvězdy ZZ Ceti (bílý trpaslík DAV). Tam, kde protíná hlavní posloupnost, najdete hvězdy delta Scuti. Tam, kde protíná hlavní posloupnost, se nacházejí proměnné Cefeidy a hvězdy W Virginis. A u hvězdných populací s nízkou metalicitou se v místech, kde protíná horizontální větev, nacházejí hvězdy RR Lyrae. Hvězdy RR Lyrae mají střední svítivost mezi svítivostí (jasnějších) cefeid a (slabších) hvězd delta Scuti.

Hvězdy RR Lyrae jsou velmi vyvinutí členové hvězdných populací s nižší metalicitou. Prošly vývojem na hlavní posloupnosti, spálily veškerý vodík ve svém jádře a poté provedly jeden rychlý běh nahoru po větvi červených obrů hlavní posloupnosti a usadily se zpět na horizontální větvi – krátké období života hvězdy s nízkou metalicitou, kdy spalují helium v jádře a vodík ve slupce kolem jádra. Hvězdy RR Lyrae jsou subobři, svítivější než naše Slunce, ale méně svítivé než proměnné cefeidy. Kulové hvězdokupy s dobře definovanými horizontálními větvemi mohou někdy obsahovat značný počet hvězd RR Lyrae, což je skutečnost, kterou můžeme velmi dobře využít zde na Zemi.

Proměnné hvězdokupy, vesmír a všechno

Hvězdy RR Lyrae jsou samy o sobě astrofyzikálně zajímavé, ale nejzajímavější je jejich využití. Další z harvardských počítačů, Henrietta Swan Leavittová, se velkou měrou zasloužila o objev další zvláštnosti hvězd na pásu nestability. Leavittová studovala proměnné cefeidy v Malém Magellanově mračnu a měřila jejich zdánlivé hvězdné velikosti a pulzační periody. Malé Magellanovo mračno bylo důležitým cílem, protože se (správně) předpokládalo, že všechny hvězdy v mračnu jsou fyzicky propojené a nacházejí se přibližně ve stejné vzdálenosti od Země. V roce 1912 Leavitt stanovil jasný vztah mezi zdánlivou jasností těchto cefeidních proměnných v SMC a jejich pulzačními periodami – čím jasnější hvězda, tím delší perioda. Navíc šlo o velmi těsný a dobře definovaný vztah. S velmi dobrou přesností se dalo odhadnout, jak jasná bude cefeida vzhledem k její periodě a naopak.

Závislost PL pro cefeidy v SMC, znázorňující magnitudu na ose y versus log(perioda, dny) na ose x. Z knihy Leavitta a Pickeringa 1912 (Harvard Circular 173).

Tento objev byl úžasný vzhledem k tomu, co z něj vyplývá: (a) pokud je vztah mezi periodou a svítivostí univerzální pro všechny hvězdy a (b) pokud se podaří najít nějaký způsob, jak tento vztah kalibrovat pomocí cefeid se známou vzdáleností, pak lze cefeidy a další pulsátory s nestabilními pásy použít k měření vzdáleností. Astronomové byli brzy schopni tento vztah kalibrovat pomocí blízkých hvězd se vzdálenostmi známými pomocí paralaxy a skutečně potvrdili, že vztah mezi periodou a svítivostí je skutečný a univerzální. Tento vztah, známý jako vztah periody a svítivosti, měl zásadní význam pro naše konečné pochopení povahy a velikosti Mléčné dráhy a velikosti vesmíru. Harvardští astronomové Solon Bailey a Harlow Shapley byli hlavními aktéry, kteří stáli za přijetím a používáním proměnných hvězdokup jako ukazatelů vzdálenosti. Shapley sám byl účastníkem Velké debaty z roku 1920 mezi ním a Heberem Curtisem na téma velikosti Mléčné dráhy a povahy „spirálních mlhovin“ (dnes je známo, že jde o jiné galaxie podobné té naší). Velká část sporu se týkala kulových hvězdokup – jejich vzdálenosti a umístění v Mléčné dráze. Část Shapleyho argumentů se odvíjela jak od rozmístění kulových hvězdokup, tak od jejich vzdálenosti od nás. Proměnné hvězdokupy — většinou hvězdy RR Lyrae — byly použity jako „standardní svíčky“ pro měření vzdáleností ke kulovým hvězdokupám a poskytly nám tak první pohled na skutečnou velikost Mléčné dráhy.

Hvězdy RR Lyrae v Messieru 3 (obrázky a animace copyright J. Hartmann, Harvard U., a K. Stanek, Ohio State U.)

Závislost mezi periodou pulzátoru a jeho svítivostí je známá jako Leavittův zákon. Byl použit k měření všeho možného, od vzdáleností cefeid, RR Lyrae a delta Scuti v rámci Mléčné dráhy až po měření vzdáleností galaxií vzdálených téměř 100 milionů světelných let. Dodnes se používá jako nástroj pro měření ve vesmíru a neustále probíhají snahy o lepší pochopení a zpřesnění tohoto vztahu pro všechny jednotlivé třídy hvězd na pásu nestability.

Setletá záhada: Blažkův efekt

V roce 1907 si ruský astronom Sergej Blažko poprvé všiml modulující amplitudy světelné křivky pulzací RW Draconis. Na rozdíl od jiných podobných pulzátorů nebyla jeho světelná křivka pravidelná z cyklu na cyklus, ale měnila amplitudu i tvar pravidelným a předvídatelným způsobem. Tento jev se začal nazývat Blažkův efekt a brzy byl objeven u mnoha dalších hvězd typu RR Lyrae s vysokou amplitudou (hvězdy typu RRab). Harlow Shapley zjistil, že samotný prototyp třídy RR Lyrae je Blazhko hvězdou s Blazhko periodou (doba, za kterou projde jeden Blazhko modulační cyklus) přibližně 40 dní. Nejjasnější z hvězd RR Lyrae má tedy také tuto zvláštnost v pulzacích. Dalo by se předpokládat, že vzhledem k tomu, že Blazhkovy hvězdy jsou známy již tak dlouho a patří k nim nejjasnější člen třídy, bude tento jev již dobře pochopen, ale tento zvláštní jev zůstal dodnes záhadný. Existuje řada vysvětlení a v poslední době bylo dosaženo velkého pokroku, ale definitivní příčina dosud nebyla prokázána.

Jaké jsou některé nápady? Jednou z prvních hypotéz bylo, že Blažkovy hvězdy jsou multimódové pulzátory, v nichž hlavní pulzace – radiální základní mód – interaguje s jedním nebo více slabými neradiálními módy, které vytvářejí rytmický vzor amplitudových modulací. Některá další zpřesnění zahrnovala přidání rotace a nelineární interakci mezi pulzačními módy. Další možností bylo, že v těchto hvězdách existují magnetické cykly podobné povahy jako 11letý sluneční magnetický cyklus, ale na kratší časové škále. Další upřesnění této teorie zahrnuje myšlenku, že osa rotace hvězdy není zarovnána s magnetickými póly, že dochází k interakci s magnetickými poli a konvekcí nebo možná k nějaké kombinaci všech těchto možností. Práce Chadidové a spol. naznačuje, že magnetické pole pravděpodobně není příčinou Blažkova efektu; ona a její spolupracovníci zjistili, že samotná RR Lyrae nemá silné magnetické pole (alespoň nad hranicí 80 Gaussů), a tak její Blažkův efekt musí být způsoben něčím jiným. Žádná z teorií však nebyla nade vší pochybnost prokázána.

Blazhko jev zůstává hlavním tématem výzkumu komunity zabývající se proměnností hvězd a existuje několik významných zařízení (včetně zde zobrazené družice CoRoT), která tráví čas pozorováním těchto hvězd. Kam tato oblast směřuje? V současné době jsou k dosažení pokroku zapotřebí dvě věci: velmi přesná fotometrie a časová spektroskopie s vysokým rozlišením. Vysoce přesná fotometrie pomůže výzkumníkům přesně změřit tvar světelné křivky a u Blažkových hvězd může mít každý malý hrbolek a výkyv význam. Pozemní fotometrie na úrovni přesnosti několika milimagnitud se stále shromažďuje a používá, ale mikromagnitudová přesnost a pokrytí bez mezer, které nabízejí družice jako CoRoT a Kepler, mohou samy o sobě přinést nové důležité poznatky. Szabó a spol. (2010) totiž možná našli důležitou stopu k Blažkovu jevu pomocí ultrapřesných pozorování půl tuctu hvězd družicí Kepler. Naznačují, že za něj může být zodpovědné „zdvojení periody“ způsobené rezonancí dvou pulzačních módů. Zdvojení periody, kdy dochází ke zdánlivému kolísání na dvojnásobku skutečné periody, je pozorováno u hvězd RV Tauri a (někdy) W Vir, i když v těchto případech vytváří mnohem větší nepravidelnosti.

Podobně se k těmto hvězdám obracejí i velké pozemní dalekohledy se spektrografy s vysokým rozlišením, především k samotné RR Lyrae. Jak poznamenal Geza Kovács ve svém přehledu z roku 2009, „…přesná analýza časových řad spektrálních čar odhalí všechny možné neradiální složky a umožní tak zahrnout (nebo vyloučit) neradiální módy do vysvětlení Blažkova jevu.“. Proč tomu tak je? Neradiální pulzace znamená, že hvězda nepulzuje ve sférické symetrii – různé části povrchu hvězdy se pohybují dovnitř a ven v různých časech a tvar povrchu závisí na typu pulzujícího módu. Protože se různé části hvězdy pohybují různými směry a různou rychlostí, a to se může projevit ve spektru hvězdy jako asymetrie v profilech absorpčních čar. Absorpční čára ve stacionárním plynu bude mít profil čáry podobný Gaussově křivce – symetrický, s jedním centrálním vrcholem. Pokud se však různé části hvězdy pohybují různými rychlostmi vzhledem k našemu zornému poli, pak bude mít každá část plynu svůj vlastní červeně nebo modře posunutý profil čáry, což povede k jedinému profilu čáry s vlnami a hrboly. Pokud hvězda rotuje, mohou se tyto rysy také posunout ve vlnové délce. Pečlivá analýza změn profilu čáry v čase může odhalit přítomnost neradiálních módů, nebo může tuto možnost vyloučit.

Jak ti z vás, kteří se zabývají spektroskopií, vědí, je mnohem snazší získat spektrum jasné hvězdy a čím vyšší je rozlišení spektra, tím déle trvá, než se dosáhne dobrého poměru signál/šum. To platí jak pro spektrograf na velkém pozemním dalekohledu, tak pro ten na C11 na vaší zahradě. Vzhledem k tomu, že RR Lyrae je nejjasnější Blažkovou hvězdou, zůstává důležitým cílem pro spektroskopická i fotometrická pozorování vědecké komunity. Zejména RR Lyrae byla hlavním cílem projektu Blazhko Vídeňské univerzity a hvězda byla cílem několika společných pozorovacích programů Horace Smithe z Michiganu, Katrien Kohlenberg z Vídně a mnoha dalších spolupracovníků.

RR Lyrae a AAVSO

Ačkoli formálně nepatří mezi cílové hvězdy Sekce krátkoperiodických pulsátorů AAVSO (ani jejího předchůdce, Výboru AAVSO pro RR Lyrae), AAVSO má více než 8500 pozorování RR Lyrae, z nichž přibližně polovina je vizuálních a druhá polovina pochází z intenzivních časových řad CCD dvou pozorovatelů. AAVSO má malé úseky vizuálních pozorování, obvykle jednu sezónu jedním pozorovatelem, mezi lety 1976 a 1995, z nichž lze odvodit vizuální časy maxima (TOM). Od roku 1995 začala vizuální komunita AAVSO tuto hvězdu pozorovat vážněji a existuje řada cyklů, z nichž lze odvodit TOM až do současnosti včetně. Data pro RR Lyrae však pocházejí z doby mnohem starší než archiv AAVSO; některá z těchto dat můžete najít archivovaná v databázi GEOS RR Lyrae.

Fázové diagramy RR Lyrae s využitím dat AAVSO: (vlevo) vizuální data, JD 2450200-2450400; (vpravo) data v pásmu V, JD 2453941-2453992, kde různé barvy znamenají různé cykly.

Výzkumná komunita RR Lyrae přešla od vizuálních pozorování k používání CCD časování, protože umožňují vyšší přesnost času a magnitudy a mohou odhalit jemnější detaily v chování časování hvězd RR Lyrae než vizuální data. Zatímco složité problémy astrofyziky RR Lyrae vyžadují instrumentální pozorování pro TOM a pro analýzu světelných křivek, RR Lyrae zůstává příjemným vizuálním cílem s minutovými změnami někdy viditelnými během vzestupné větve pulzace.

Tým sekvence AAVSO nedávno aktualizoval a rozšířil sekvenci; vizuální pozorovatelé by měli používat mapy ve stupnici B a pozorovat pomocí širokoúhlých přístrojů, jako je dalekohled nebo dalekohled s malým výkonem. Přístrojoví pozorovatelé by měli mít na výběr řadu srovnávacích hvězd v rámci pole, ale srovnávací hvězdy srovnatelné s jasností samotné RR Lyrae (mezi V=7,2 a 8,2) budou poskytovat optimální poměr signál/šum. Stejně jako při vizuálním pozorování poskytne největší rozsah srovnávacích hvězd širokoúhlá kamera. Jako vždy vyzýváme instrumentální pozorovatele, aby svá pozorování plně redukovali, kalibrovali a transformovali, včetně korekcí na hmotnost vzduchu a transformace do standardního systému. Díky tomu bude mnohem snazší kombinovat vaše pozorování s pozorováními jiných pozorovatelů.

RR Lyrae je nedoceněným klenotem mezi proměnnými hvězdami v archivech AAVSO. Přestože existuje mnoho hvězd RR Lyrae aktivně sledovaných pozorovateli AAVSO a vědeckou komunitou, samotná RR Lyrae zůstává důležitým cílem moderních astrofyziků. Více než sto let po jejím objevu ještě nebyla tajemství této jasné severní proměnné plně odhalena. V astrofyzikální komunitě však panuje skutečná naděje a vzrušení, že složitá problematika proměnnosti RR Lyrae a dalších jí podobných hvězd může konečně po více než sto letech od jejího objevu přinést více a kvalitnějších pozorovacích dat. Naše proměnná hvězda sezóny, RR Lyrae, ukazuje nepřerušený řetězec objevů a porozumění, který začal před více než 100 lety a táhne se až do současnosti.

Další informace:

• Chadid, M., et al., 2004, „No evidence of a strong magnetic field in the Blazhko star RR Lyrae“, Astronomy & Astrophysics 413, 1087
• Davis, Katherine, 2003, „XZ Cygni“ (Variable Star of the Season)
• Gay, Pamela, 2005, „AH Leo“ (Variable Star of the Season)
• Hartmann, J. a Stanek, K., 2004, „M3: Inconstant Star Cluster“ (APOD za 12. říjen 2004)
• Kolenberg, K. a kol. 2010, „An in-depth spectroscopic analysis of the Blazhko star RR Lyrae“, Astronomy & Astrophysics 519 (v tisku)
• Kolenberg, K., et al., 2006, „The Blazhko effect of RR Lyrae in 2003-2004“, Astronomy & Astrophysics 459, 577
• Kovács, G., 2009, „The Blazhko Effect“, in Stellar Pulsation: Challenges for Theory and Observation, AIP Conf. Proc. 1170
• Pickering, E.C., et al., 1901, „Sixty-four new variable stars“, Astrophysical Journal 13, 226
• Pickering, E.C., 1898, „Variable Stars of Short Period“, Harvard Circ. #29
• Shapley, H., 1916, „On the changes in the spectrum, period, and lightcurve of the Cepheid variable RR Lyrae“, Astrophysical Journal 43, 217
• Smith, H. a kol, 2003, „The Blazhko Effect of RR Lyrae in 1996“, PASP 115, 43
• Smith, Horace, 1995, RR Lyrae Stars (New York: Cambridge U. Press)
• Szabó, R., et al., 2010, „Does Kepler unveil the mystery of Blazhko effect? První detekce zdvojení periody u hvězd Kepler Blazhko RR Lyrae“, MNRAS (v tisku)
• Sekce krátkoperiodických pulsátorů AAVSO
• Báze dat GEOS RR Lyrae
• Projekt Blazhko na Vídeňské univerzitě
• Kreslete grafy RR Lyrae pomocí nástroje AAVSO Variable Star Plotter
• Zdroje AAVSO pro pozorovatele proměnných hvězd

.