RR Lyrae

RR Lyrae, 1 graders felt, DSS I survey plate
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

Vores serie om sæsonens variabel stjerne vender tilbage fra en pause med en længe forsømt astronomisk perle: RR Lyrae, prototypen på en af de vigtigste klasser af variable stjerner i astronomien. RR Lyrae og den klasse af pulserende variable stjerner, der bærer dens navn, har haft en dybtgående indflydelse på astrofysikken i det 20. århundrede, og det er sandsynligt, at vores forståelse af både størrelsen og naturen af vores univers ville være langt mere ufuldstændig uden disse vigtige stjerner. RR Lyrae selv er en variabel, som er let at se for de fleste nordlige observatører med beskedne teleskoper eller kikkerter, og alligevel er den stadig et mål for store observatorier og forskningsprogrammer. Både dens visuelle fremtrædende position og dens historiske status gør den til et passende mål for sæsonens variabel stjerne i september 2010.

RR Lyrae: historien begynder

Harvard College var et sted med stor aktivitet inden for variable stjerner i slutningen af det 19. århundrede. Direktøren, Edward Charles Pickering, og hans omfattende stab af “computere” – kvinder, der omhyggeligt udførte mange af de kedelige beregninger eller søgninger af fotografiske plader på observatoriet – udgav dusinvis af artikler og kataloger med detaljer om deres indsats inden for stjernekartografi og fotometri, asteroide-søgning og fotometri samt variable stjerner. En af disse var en kort artikel i Harvard Circular Number 29 (1898), som beskrev en simpel teknik til undersøgelse af variable stjerner med kort periode. Pickering beskriver heri en teknik til at opnå flere fotografiske eksponeringer af en stjerne på kort tid – en primitiv, men effektiv form for tidsseriefotometri. En fotografisk plade blev skiftevis eksponeret og dækket over på forhånd fastsatte intervaller i et teleskop, hvis justering og sporingshastighed ikke var præcist afstemt med himlen. Resultatet er, at der blev opnået flere eksponeringer af en given stjerne i løbet af en aftenobservation, og at perioderne for korte stjerner kunne opnås mere effektivt.

En artikel i Astrophysical Journal fra 1901 af Pickering indeholder en liste over 64 nye variable, hvoraf den ene – en stjerne i stjernebilledet Lyra – blev fundet ved hjælp af ovenstående metode på en plade fra den 13. juli 1899. En af Pickerings medarbejdere, Wilhelmina Fleming, undersøgte denne plade og fandt frem til en stjerne med kort periode og høj amplitude. Stjernen, med et interval på mere end 3/4 af en magnitude og en periode på lidt over et halvt døgn, lignede tydeligt de variable stjerner i klyngen (som Fleming også opdagede i sin analyse af plader fra Solon Baileys klyngeundersøgelse i 1893). Regelmæssige observationer af denne feltets klareste “klyngevariabel” begyndte på Harvard og på andre store observatorier, herunder Lick og Mt. Wilson. RR Lyrae’s lysstyrke (mellem 7. og 8. magnitude) gjorde den lysstærk nok til at kunne observeres spektroskopisk på en sådan måde, at ændringerne i dens spektrum kunne spores gennem hele dens variabilitetscyklus. Dette gjorde det muligt for astronomerne at måle ændringer i spektraltypen og at påvise tilstedeværelsen af emissionslinjer.

I sin omfattende oversigtsartikel fra 1916 om RR Lyrae gjorde Harlow Shapley det klart, at den binære hypotese for variationer i “cepheidvariablerne” (som han inkluderede klyngevariablerne med) ikke var i overensstemmelse med både de spektroskopiske og fotometriske variationer; spektrene antydede, at disse binærers “baner” skulle være ufysisk små, hvilket fotometri, der viste variationer i stigningstiden til maksimum, krævede ufysiske variationer i de hypotetiske baneparametre. Shapley bemærkede også en vigtig kendsgerning om RR Lyrae ved hjælp af observationer fra Harvard-forskeren Oliver Wendell samt sine egne observationer: tiderne for maksimum og formen af RR Lyraes lyskurve varierer på en cyklisk måde med en periode på omkring 40 dage. Denne effekt, der senere blev kendt som Blazhko-effekten, har fortsat været en gåde for astrofysikere til den dag i dag.

Og selv om RR Lyrae ikke var den første “RR Lyrae-stjerne”, der blev opdaget – både klyngevariablerne og de to feltstjerner U Lep og S Ara kom først – er RR Lyrae langt den klareste, og dens lysstyrke gjorde den til et let mål for både fotometriker og spektroskopikere. Navnet RR Lyrae variabel blev efterfølgende en passende titel for denne vigtige klasse af stjerner.

Instabilitetsstriben

R RR Lyrae er medlemmer af en eliteklasse af pulserende variabler, kendt som instabilitetsstriben-pulsatorer. Disse stjerner, der alle er begrænset til et smalt område af Hertzsprung-Russell-diagrammet, pulserer af samme grund: pulsationerne drives af, at stråling delvist forhindres i at slippe ud af stjernen, og den deraf følgende stigning i tryk og temperatur får dem til at ekspandere. Når tyngdekraften får dem til at trække sig sammen igen, gentager cyklussen sig. På grund af stjernernes fysiske egenskaber og stjernernes indre kan kun stjerner med meget specifikke fysiske egenskaber gøre dette, og de stjerner, der kan gøre det, ligger på en smal diagonal stribe i H-R-diagrammet, der går fra varme, blå og svage stjerner nederst til venstre til koldere, mere røde og lysere stjerner øverst til højre. Hvor denne stribe skærer en fælles population af stjerner i H-R-diagrammet, er der, hvor man normalt finder pulsatorer. Hvor den skærer den hvide dværgsekvens, finder man ZZ Ceti-stjernerne (DAV hvide dværge). Hvor den skærer hovedrækken, finder man delta Scuti-stjernerne. Hvor den skærer hovedrækken efter hovedrækken, finder man cepheidvariablerne og W Virginis-stjernerne. Og i lavmetallicitetsstjernepopulationer er det der, hvor den skærer den horisontale gren, hvor man finder RR Lyrae-stjernerne. RR Lyrae-stjernerne har en lysstyrke, der ligger mellem de (lysere) cepheider og de (svagere) delta Scuti-stjerner.

RR Lyrae-stjernerne er meget udviklede medlemmer af stjernepopulationer med lavere metallicitet. De har udviklet sig gennem hovedforløbet, brændt al brint i deres kerne og derefter foretaget en hurtig tur op ad den røde kæmpegren efter hovedforløbet og sat sig igen på den horisontale gren — en kort periode i en stjerne med lav metallicitet, hvor den brænder helium i sin kerne og brint i en skal omkring kernen. RR Lyrae-stjerner er undergiganter, der er mere lysstærke end Solen, men mindre lysstærke end de cepheidvariable stjerner. Kugleformede klynger med veldefinerede horisontale grene kan nogle gange have et betydeligt antal RR Lyrae-stjerner i sig, hvilket vi kan gøre meget god brug af her på Jorden.

Klyngevariabler, universet og alt

RR Lyrae-stjerner er astrofysisk interessante i sig selv, men det, der gør dem mest interessante, er, hvordan de kan bruges. En anden af Harvard-computerne, Henrietta Swan Leavitt, var i høj grad ansvarlig for opdagelsen af en anden ejendommelighed ved stjerner på ustabilitetsstriben. Leavitt studerede cepheidvariablerne i den Lille Magellanske Sky og målte deres tilsyneladende størrelser og deres pulsationsperioder. Den Lille Magellanske Sky var et vigtigt mål, fordi man (korrekt) antog, at alle stjernerne i skyen var fysisk forbundet og befandt sig i nogenlunde samme afstand fra Jorden. I 1912 havde Leavitt etableret en klar sammenhæng mellem den tilsyneladende lysstyrke af disse cepheidvariable i SMC og deres pulsationsperioder – jo lysere stjernen er, jo længere er perioden. Desuden var der tale om en meget snæver og veldefineret sammenhæng. Man kunne med meget god nøjagtighed vurdere, hvor lysstærk en cepheide ville være på baggrund af dens periode og omvendt.

PL-relationen for cepheider i SMC, der viser størrelsen på y-aksen mod log(Periode, dage) på x-aksen. Fra Leavitt og Pickering 1912 (Harvard Circular 173).

Dette var en fantastisk opdagelse på grund af det, den indebærer: (a) hvis perioden-luminositetsrelationen er universel for alle stjerner, og (b) hvis man kan finde en måde at kalibrere relationen på ved hjælp af cepheider med kendt afstand, så kan man bruge cepheider og andre ustabilitetsstrimmelpulsatorer til at måle afstande. Astronomerne var snart i stand til at kalibrere denne sammenhæng ved hjælp af nærliggende stjerner med kendte afstande ved hjælp af parallakse, og de bekræftede faktisk, at sammenhængen mellem periode og lysstyrke var reel og universel. Dette forhold, der er kendt som perioden-luminositetsrelationen, var af afgørende betydning for vores senere forståelse af Mælkevejens natur og størrelse og af universets størrelse. Harvard-astronomerne Solon Bailey og Harlow Shapley var vigtige aktører bag vedtagelsen og anvendelsen af klyngevariablerne som afstandsindikatorer. Shapley deltog selv i den store debat i 1920 mellem ham og Heber Curtis om Mælkevejens størrelse og karakteren af “spiralformede tåger” (som nu vides at være andre galakser som vores egen). En stor del af diskussionen drejede sig om kugleformede klynger – deres afstand og placering i Mælkevejen. Dele af Shapleys argumenter var både afhængige af fordelingen af kuglehobe og deres afstand til os. Klyngevariablerne – for det meste RR Lyrae-stjerner – blev brugt som “standardlys” til at måle afstandene til kuglehopperne og gav os således et første indblik i Mælkevejens sande størrelse.

RR Lyrae-stjerner i Messier 3 (billeder og animation copyright J. Hartmann, Harvard U., and K. Stanek, Ohio State U.)

Sammenhængen mellem en pulsators periode og dens luminositet er kendt som Leavitt-loven. Den er blevet brugt til at måle alt fra afstandene til cepheider, RR Lyrae og delta Scuti i Mælkevejen til måling af afstandene til galakser næsten 100 millioner lysår væk. Den bruges stadig den dag i dag som et måleværktøj i kosmos, og der arbejdes konstant på at forstå og forfine denne relation bedre for alle de enkelte klasser af stjerner på ustabilitetsstriben.

Et århundredgammelt mysterium: Blazhko-effekten

I 1907 bemærkede den russiske astronom Sergei Blazhko for første gang den modulerende amplitude i RW Draconis’ pulsationslyskurve. I modsætning til andre lignende pulsatorer var dens lyskurve ikke regelmæssig fra cyklus til cyklus, men ændrede sig i både amplitude og form på en regelmæssig og forudsigelig måde. Denne effekt kom til at blive kaldt Blazhko-effekten, og den blev snart opdaget i mange andre RR Lyrae-stjerner med høj amplitude (stjerner af typen RRab). Klasseprototypen RR Lyrae blev selv fundet at være en Blazhko-stjerne af Harlow Shapley, med en Blazhko-periode (den tid det tager at gennemgå en Blazhko-modulationscyklus) på ca. 40 dage. Således har den lyseste af RR Lyrae-stjernerne også denne særprægethed i pulsationen. Man kunne antage, at eftersom Blazhko-stjernerne har været kendt i så lang tid og omfatter det lyseste medlem af klassen, ville man nu have forstået effekten godt, men dette mærkelige fænomen er forblevet mystisk indtil i dag. Der findes en række forklaringer, og der er gjort store fremskridt for ganske nylig, men en endelig årsag er endnu ikke blevet påvist.

Hvad er nogle ideer? En af de tidligste hypoteser var, at Blazhko-stjernerne var multimode-pulsatorer, hvor hovedpulsationen — den radiale grundmode — vekselvirkede med en eller flere svage ikke-radiale modes for at skabe amplitudemodulationernes slagmønster. Nogle yderligere raffineringer af dette var tilføjelsen af rotation og en ikke-lineær interaktion mellem pulsationsformerne. En anden mulighed var, at der er magnetiske cyklusser i disse stjerner af samme art som den 11-årige magnetiske cyklus i solen, men på en kortere tidsskala. Yderligere finjusteringer af denne teori omfatter tanken om, at stjernens rotationsakse ikke er rettet ind efter de magnetiske poler, at der er en interaktion med magnetfelter og konvektion, eller måske en kombination af alle disse ting. Arbejdet af Chadid et al. tyder på, at magnetfelter sandsynligvis ikke er årsagen til Blazhko-effekten; hun og hendes samarbejdspartnere fandt, at RR Lyrae selv ikke har noget stærkt magnetfelt (i hvert fald ikke over en grænse på 80 Gauss), og derfor må Blazhko-effekten skyldes noget andet. Ingen teori er dog blevet bevist uden skyggen af tvivl.

Blazhko-fænomenet er fortsat et vigtigt forskningsemne for stjernevariabilitetsfællesskabet, og der er flere store anlæg (herunder den her viste CoRoT-satellit), der bruger tid på at observere disse stjerner. Hvor er feltet på vej hen? Lige nu er der to ting, der er nødvendige for at gøre gode fremskridt: fotometri med meget høj præcision og tidsserie-spektroskopi med høj opløsning. Fotometri med høj præcision vil hjælpe forskerne med at måle lyskurvens form nøjagtigt, og i Blazhko-stjerner kan hver eneste lille bump og vridning have betydning. Jordbaseret fotometri med en nøjagtighed på nogle få millimagnituder indsamles og anvendes stadig, men den mikromagnitudepræcision og den uudtømmelige dækning, som satellitter som CoRoT og Kepler tilbyder, kan selv give vigtige nye spor. Szabó et al. (2010) har måske fundet et vigtigt fingerpeg om Blazhko-effekten ved hjælp af ultrapræcise Kepler-observationer af et halvt dusin stjerner. De foreslår, at “periodedobling” forårsaget af en resonans mellem to pulsationsformer kan være ansvarlig. Periodedobling, hvor der er en tilsyneladende variation på det dobbelte af den faktiske periode, ses i RV Tauri- og (nogle gange) W Vir-stjerner, selv om det i disse tilfælde giver meget større uregelmæssigheder.

Ligevel er store jordbaserede teleskoper med højopløselige spektrografer også ved at blive rettet mod disse stjerner, især RR Lyrae selv. Som Geza Kovács bemærkede i sin anmeldelse fra 2009, “…præcise tidsserier af spektrallinjeanalyser afslører alle mulige ikke-radiale komponenter og lader derved inkludere (eller udelukke) ikke-radiale tilstande i forklaringen af Blazhko-fænomenet.” Hvorfor er det sådan? En ikke-radial pulsation betyder, at stjernen ikke pulserer i sfærisk symmetri – forskellige dele af stjernens overflade bevæger sig ind og ud på forskellige tidspunkter, og overfladens form afhænger af den type mode, der pulserer. Da forskellige dele af stjernen bevæger sig i forskellige retninger med forskellige hastigheder, og dette kan vise sig i et spektrum af stjernen som asymmetrier i absorptionslinjernes profiler. En absorptionslinje i en stationær gas vil have en linjeprofil, der ligner en gaussisk – symmetrisk, med én central top. Men hvis forskellige dele af stjernen bevæger sig med forskellige hastigheder i forhold til vores sigtelinje, vil hver gasparcel have sin egen rød- eller blåforskudte linieprofil, hvilket resulterer i en enkelt linieprofil med bølger og bump. Disse træk kan også skifte rundt i bølgelængde, hvis stjernen roterer. En omhyggelig analyse af ændringerne i linjeprofilen med tiden kan afsløre tilstedeværelsen af ikke-radiale modes, eller den kan udelukke muligheden.

Som de af jer, der laver spektroskopi, ved, er det meget lettere at få et spektrum af en lysende stjerne, og jo højere opløsning spektret har, jo længere tid tager det at få et godt signal/støjforhold. Det gælder lige så meget for en spektrograf på et stort jordbaseret teleskop som for en spektrograf på C11’eren i din baghave. Da RR Lyrae er den klareste Blazhko-stjerne i flokken, er den fortsat et vigtigt mål for både spektroskopiske og fotometriske observationer af forskerkredse. RR Lyrae var især et primært mål for Blazhko-projektet ved universitetet i Wien, og stjernen har været et mål for flere fælles observationsprogrammer af Horace Smith fra Michigan, Katrien Kohlenberg fra Wien og mange andre samarbejdspartnere.

RR Lyrae og AAVSO

Selv om den formelt set ikke er en af målstjernerne for AAVSO’s Short Period Pulsators Section (og heller ikke for dens forgænger, AAVSO RR Lyrae Committee), har AAVSO over 8500 observationer af RR Lyrae, hvoraf omkring halvdelen er visuelle, og den anden halvdel er fra intensive CCD-tidsserier af to observatører. AAVSO har små serier af visuelle observationer, typisk én sæson af én observatør, mellem 1976 og 1995, hvorfra der kan udledes visuelle maksimumstider (TOM). Fra 1995 begyndte AAVSO’s visuelle samfund for alvor at observere denne stjerne, og der findes en række cyklusser, hvorfra der kan udledes TOM’er frem til og med i dag. Data for RR Lyrae går dog langt tilbage før AAVSO’s arkiv; du kan finde nogle af disse data arkiveret på GEOS RR Lyrae-databasen.

Fasediagrammer for RR Lyrae ved hjælp af AAVSO-data: (venstre) Visuelle data, JD 2450200-2450400; (højre) V-band data, JD 2453941-2453992, hvor forskellige farver er forskellige cyklusser.

RRR Lyrae forskningsmiljøet er skiftet væk fra visuelle observationer til brug af CCD timings, da de tillader højere tids- og magnitudepræcision og kan afsløre finere detaljer i RR Lyrae stjerners adfærd timings end visuelle data kan. Mens de komplekse problemer i RR Lyrae-astrofysikken kræver instrumentelle observationer til TOM’er og til analyse af lyskurver, er RR Lyrae fortsat et fornøjeligt visuelt mål med minut-til-minut-ændringer, der undertiden er synlige under den stigende gren af pulsationen.

AAVSO Sequence teamet har for nylig opdateret og udvidet sekvensen; visuelle observatører bør bruge B-skala diagrammer og observere med et bredfeltet instrument som kikkert eller et teleskop med lav effekt. Instrumentale observatører bør have et antal sammenligningsstjerner at vælge imellem inden for feltet, men sammenligninger, der er sammenlignelige i lysstyrke med RR Lyrae selv (mellem V=7,2 og 8,2), vil give optimal signal/støjforhold. Ligesom ved visuel observation vil et bredfelts kamera give det største udvalg af sammenligningsstjerner. Som altid opfordrer vi instrumentelle observatører til at reducere, kalibrere og transformere deres observationer fuldt ud, herunder luftmassekorrektioner og transformation til et standardsystem. Dette vil gøre det meget lettere at kombinere dine observationer med andre observatørers observationer.

RR Lyrae er en undervurderet perle blandt de variable stjerner i AAVSO’s arkiver. Selv om der er mange RR Lyrae-stjerner, der aktivt forfølges af AAVSO-observatører og forskersamfundet, er RR Lyrae selv stadig et vigtigt mål for moderne astrofysikere. Mere end et århundrede efter dens opdagelse er hemmelighederne bag denne lyse nordlige variabel endnu ikke helt afdækket. Der er dog håb og spænding i astrofysikmiljøet om, at de komplekse problemer i forbindelse med RR Lyraes og andre lignende stjerners variabilitet endelig kan give sig udslag i flere og bedre observationsdata mere end et århundrede efter dens opdagelse. Vores sæsonens variabel stjerne, RR Lyrae, viser den ubrudte kæde af opdagelser og forståelse, der begyndte for mere end 100 år siden og strækker sig til i dag.

For yderligere oplysninger:

• 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. og Stanek, K., 2004, “M3: Inconstant Star Cluster” (APOD for 2004 October 12)
• Kolenberg, K., et al., 2010, “An in-depth spectroscopic analysis of the Blazhko star RR Lyrae”, Astronomy & Astrophysics 519 (in press)
• 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., et al, 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 the Blazhko effect? Første påvisning af periodedobling i Kepler Blazhko RR Lyrae-stjerner”, MNRAS (in press)
• The AAVSO Short Period Pulsators Section
• The GEOS RR Lyrae database
• The Blazhko Project at the University of Vienna
• Plot charts of RR Lyrae with the AAVSO’s Variable Star Plotter
• AAVSO Resources for Variable Star Observers