RR Lyrae

RR Lyrae, 1 Grad Feld, DSS I Durchmusterungsplatte
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

Unsere Serie „Veränderlicher Stern der Saison“ kehrt nach einer Pause mit einem lange vernachlässigten astronomischen Juwel zurück: RR Lyrae, der Prototyp einer der wichtigsten Klassen von veränderlichen Sternen in der Astronomie. RR Lyrae und die Klasse der pulsierenden veränderlichen Sterne, die seinen Namen trägt, hatten einen tiefgreifenden Einfluss auf die Astrophysik des 20. Jahrhunderts, und es ist wahrscheinlich, dass unser Verständnis sowohl der Größe als auch der Natur unseres Universums ohne diese wichtigen Sterne viel unvollständiger wäre. RR Lyrae selbst ist ein Veränderlicher, der von den meisten nördlichen Beobachtern mit bescheidenen Teleskopen oder Ferngläsern leicht zu sehen ist, und dennoch bleibt er ein Ziel für große Observatorien und Forschungsprogramme. Sowohl seine visuelle Prominenz als auch seine historische Bedeutung machen ihn zu einem passenden Ziel für den Veränderlichen Stern der Saison im September 2010.

RR Lyrae: die Geschichte beginnt

Das Harvard College war im späten 19. Jahrhundert ein Zentrum der Aktivitäten im Bereich der Veränderlichen. Der Direktor, Edward Charles Pickering, und sein umfangreicher Stab von „Computern“ – Frauen, die viele der mühsamen Berechnungen oder Durchsuchungen von Fotoplatten in der Sternwarte sorgfältig durchführten – veröffentlichten Dutzende von Abhandlungen und Katalogen, in denen sie ihre Bemühungen auf dem Gebiet der Sternkartographie und -fotometrie, der Asteroidensuche und -fotometrie sowie der veränderlichen Sterne ausführlich darlegten. Einer davon war ein kurzer Aufsatz im Harvard Circular Number 29 (1898), in dem eine einfache Technik zur Untersuchung von kurzperiodischen Veränderlichen beschrieben wurde. Darin beschreibt Pickering eine Technik, mit der in kurzer Zeit mehrere fotografische Aufnahmen eines Sterns gemacht werden können – eine primitive, aber effektive Form der Zeitreihenfotometrie. Eine fotografische Platte wurde in einem Teleskop, dessen Ausrichtung und Nachführgeschwindigkeit nicht genau auf den Himmel abgestimmt waren, in vorher festgelegten Intervallen abwechselnd belichtet und abgedeckt. Das Ergebnis war, dass während eines Beobachtungsabends mehrere Aufnahmen eines bestimmten Sterns gemacht wurden und dass die Perioden für kurze Sterne effizienter ermittelt werden konnten.

Ein Aufsatz von Pickering im Astrophysical Journal aus dem Jahr 1901 enthält eine Liste von vierundsechzig neuen Variablen, von denen eine – ein Stern im Sternbild Lyra – mit der oben beschriebenen Methode auf einer Platte vom 13. Juli 1899 gefunden wurde. Die Untersuchung dieser Platte durch eine Mitarbeiterin von Pickering, Wilhelmina Fleming, ergab einen Stern mit kurzer Periode und hoher Amplitude. Der Stern mit einer Amplitude von mehr als einer dreiviertel Magnitude und einer Periode von etwas mehr als einem halben Tag ähnelte eindeutig den Veränderlichen des Sternhaufens (die Fleming ebenfalls bei ihrer Analyse der Platten von Solon Baileys Sternhaufendurchmusterung im Jahr 1893 entdeckt hatte). Regelmäßige Beobachtungen dieses hellsten „Haufenveränderlichen“ des Feldes begannen in Harvard sowie an anderen großen Observatorien, darunter Lick und Mt. Wilson. Die Helligkeit von RR Lyrae (zwischen der 7. und 8. Größenklasse) machte ihn hell genug, um ihn spektroskopisch so zu beobachten, dass die Veränderungen seines Spektrums während seines gesamten Veränderlichkeitszyklus verfolgt werden konnten. Dies ermöglichte es den Astronomen, Änderungen des Spektraltyps zu messen und das Vorhandensein von Emissionslinien zu erkennen.

In seiner umfassenden Übersichtsarbeit über RR Lyrae aus dem Jahr 1916 stellte Harlow Shapley klar, dass die Hypothese der binären Variablen für die Variationen der „Cepheiden-Variablen“ (zu denen er auch die Haufenvariablen zählte) sowohl mit den spektroskopischen als auch mit den photometrischen Variationen unvereinbar war; die Spektren deuteten darauf hin, dass die „Bahnen“ dieser Binäre unphysikalisch klein sein mussten, und die Photometrie, die Variationen in der Anstiegszeit bis zum Maximum zeigte, erforderte unphysikalische Variationen in den hypothetischen Orbitalparametern. Shapley stellte auch eine wichtige Tatsache über RR Lyrae fest, indem er die Beobachtungen von Oliver Wendell aus Harvard sowie seine eigenen nutzte: die Zeiten des Maximums und die Form der Lichtkurve von RR Lyrae variieren zyklisch mit einer Periode von etwa 40 Tagen. Dieser Effekt, der später als Blazhko-Effekt bekannt wurde, gibt Astrophysikern bis heute Rätsel auf.

Obwohl RR Lyrae nicht der erste „RR-Lyrae-Stern“ war, der entdeckt wurde – sowohl die Haufenveränderlichen als auch die beiden Feldsterne U Lep und S Ara wurden zuerst entdeckt -, ist RR Lyrae bei weitem der hellste, und seine Helligkeit machte ihn zu einem leichten Ziel für Fotometristen und Spektroskopiker. Der Name RR Lyrae-Veränderliche wurde in der Folge zu einem passenden Titel für diese wichtige Klasse von Sternen.

Der Instabilitätsstreifen

Die RR Lyrae gehören zu einer Eliteklasse von pulsierenden Veränderlichen, die als Instabilitätsstreifenpulsatoren bekannt sind. Diese Sterne, die alle auf einen schmalen Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms beschränkt sind, pulsieren aus demselben Grund: Die Pulsationen werden dadurch ausgelöst, dass die Strahlung teilweise daran gehindert wird, aus dem Stern zu entweichen, und der daraus resultierende Druck- und Temperaturanstieg bewirkt, dass sie sich ausdehnen. Wenn die Schwerkraft sie wieder zusammenziehen lässt, wiederholt sich der Zyklus. Aufgrund der physikalischen Eigenschaften der Sterne und des Sterninneren sind nur Sterne mit ganz bestimmten physikalischen Eigenschaften dazu in der Lage. Diejenigen, die dazu in der Lage sind, liegen auf einem schmalen diagonalen Streifen des H-R-Diagramms, der von heißen, blauen und schwachen Sternen unten links zu kühleren, rötlichen und helleren Sternen oben rechts verläuft. Dort, wo dieser Streifen eine gemeinsame Population von Sternen im H-R-Diagramm schneidet, findet man normalerweise Pulsatoren. Wo er die Sequenz der Weißen Zwerge schneidet, findet man die ZZ Ceti-Sterne (DAV-Weißer Zwerg). Dort, wo sie die Hauptreihe schneidet, findet man die Delta-Scuti-Sterne. Dort, wo sie die Nach-Hauptreihe schneidet, findet man die Cepheidenveränderlichen und W Virginis-Sterne. Und bei den Sternpopulationen mit niedriger Metallizität findet man dort, wo sie den horizontalen Ast schneidet, die RR-Lyrae-Sterne. Die RR-Lyrae-Sterne haben eine mittlere Leuchtkraft zwischen den (helleren) Cepheiden und den (schwächeren) Delta-Scuti-Sternen.

Die RR-Lyrae-Sterne sind sehr weit entwickelte Mitglieder von Sternpopulationen mit niedriger Metallizität. Sie haben sich über die Hauptreihe entwickelt, den gesamten Wasserstoff in ihren Kernen verbrannt und dann einen schnellen Lauf über den Roten-Riesen-Zweig nach der Hauptreihe gemacht und sich wieder auf dem horizontalen Zweig niedergelassen – eine kurze Periode im Leben eines Sterns mit niedriger Metallizität, in der er Helium in seinem Kern und Wasserstoff in einer Hülle um den Kern verbrennt. RR-Lyrae-Sterne sind Unterriesen, leuchtkräftiger als unsere Sonne, aber weniger leuchtkräftig als die veränderlichen Cepheiden. Kugelsternhaufen mit gut definierten horizontalen Zweigen können manchmal eine beträchtliche Anzahl von RR-Lyrae-Sternen enthalten, eine Tatsache, die wir hier auf der Erde sehr gut nutzen können.

Haufenvariable, das Universum und alles

RR-Lyrae-Sterne sind an sich schon astrophysikalisch interessant, aber was sie am interessantesten macht, ist, wie sie genutzt werden können. Eine andere Harvard-Rechnerin, Henrietta Swan Leavitt, war maßgeblich für die Entdeckung einer weiteren Besonderheit der Sterne auf dem Instabilitätsstreifen verantwortlich. Leavitt untersuchte die Cepheidenveränderlichen in der Kleinen Magellanschen Wolke, indem sie ihre scheinbaren Helligkeiten und ihre Pulsationsperioden maß. Die Kleine Magellansche Wolke war ein wichtiges Ziel, da man (richtigerweise) davon ausging, dass alle Sterne in der Wolke physisch miteinander verbunden sind und sich in ungefähr der gleichen Entfernung von der Erde befinden. 1912 stellte Leavitt eine eindeutige Beziehung zwischen der scheinbaren Helligkeit der Cepheiden in der SMC und ihren Pulsationsperioden her – je heller der Stern, desto länger die Periode. Außerdem handelte es sich um eine sehr enge und gut definierte Beziehung. Man konnte mit sehr guter Genauigkeit abschätzen, wie hell ein Cepheid in Abhängigkeit von seiner Periode sein würde und umgekehrt.

Die PL-Relation für Cepheiden in der SMC, die die Helligkeit auf der y-Achse gegen log(Periode, Tage) auf der x-Achse zeigt. Aus Leavitt und Pickering 1912 (Harvard Circular 173).

Dies war eine erstaunliche Entdeckung, weil sie Folgendes impliziert: (a) wenn die Perioden-Leuchtkraft-Relation für alle Sterne universell ist, und (b) wenn man einen Weg findet, die Relation mit Hilfe von Cepheiden bekannter Entfernung zu kalibrieren, dann kann man Cepheiden und andere Instabilitätsstreifenpulsatoren zur Entfernungsmessung verwenden. Die Astronomen waren bald in der Lage, diese Beziehung anhand von nahen Sternen zu kalibrieren, deren Entfernungen durch die Parallaxe bekannt waren, und sie bestätigten tatsächlich, dass die Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft real und universell ist. Diese als Perioden-Leuchtkraft-Relation bekannte Beziehung war von entscheidender Bedeutung für unser späteres Verständnis der Beschaffenheit und Größe der Milchstraße und der Größe des Universums. Die Harvard-Astronomen Solon Bailey und Harlow Shapley waren maßgeblich an der Einführung und Verwendung der Haufenvariablen als Entfernungsindikatoren beteiligt. Shapley war selbst Teilnehmer an der großen Debatte von 1920 zwischen ihm und Heber Curtis über die Größe der Milchstraße und die Beschaffenheit von „Spiralnebeln“ (von denen heute bekannt ist, dass es sich um andere Galaxien wie unsere eigene handelt). Ein Großteil des Streits drehte sich um die Kugelsternhaufen – ihre Entfernungen und ihre Lage innerhalb der Milchstraße. Ein Teil von Shapleys Argumenten bezog sich sowohl auf die Verteilung der Kugelsternhaufen als auch auf ihre Entfernungen zu uns. Die Haufenvariablen – hauptsächlich RR-Lyrae-Sterne – wurden als „Standardkerzen“ verwendet, um die Entfernungen zu den Kugelsternhaufen zu messen, und vermittelten uns so einen ersten Eindruck von der wahren Größe der Milchstraße.

RR-Lyrae-Sterne in Messier 3 (Bilder und Animation copyright J. Hartmann, Harvard U., und K. Stanek, Ohio State U.)

Die Beziehung zwischen der Periode eines Pulsators und seiner Leuchtkraft ist als Leavitt-Gesetz bekannt. Es wurde zur Messung von Entfernungen zu Cepheiden, RR Lyrae und Delta Scuti innerhalb der Milchstraße bis hin zu Entfernungen zu Galaxien in fast 100 Millionen Lichtjahren Entfernung verwendet. Sie wird auch heute noch als Messinstrument im Kosmos verwendet, und es gibt ständige Bemühungen, diese Beziehung für alle einzelnen Klassen von Sternen auf dem Instabilitätsstreifen besser zu verstehen und zu verfeinern.

Ein jahrhundertealtes Rätsel: der Blazhko-Effekt

Im Jahr 1907 bemerkte der russische Astronom Sergei Blazhko zum ersten Mal die modulierende Amplitude der Pulsationslichtkurve von RW Draconis. Im Gegensatz zu anderen ähnlichen Pulsatoren verlief die Lichtkurve nicht regelmäßig von Zyklus zu Zyklus, sondern änderte sich sowohl in der Amplitude als auch in der Form auf regelmäßige und vorhersehbare Weise. Dieser Effekt wurde als Blazhko-Effekt bezeichnet und bald auch bei vielen anderen RR-Lyrae-Sternen mit hoher Amplitude (vom Typ RRab) entdeckt. Der Prototyp der Klasse RR Lyrae wurde von Harlow Shapley selbst als Blazhko-Stern mit einer Blazhko-Periode (die Zeit, die für einen Blazhko-Modulationszyklus benötigt wird) von etwa 40 Tagen entdeckt. Der hellste der RR-Lyrae-Sterne weist also auch diese Besonderheit der Pulsation auf. Da die Blazhko-Sterne schon so lange bekannt sind und das hellste Mitglied der Klasse umfassen, könnte man annehmen, dass der Effekt inzwischen gut verstanden wäre, aber dieses seltsame Phänomen ist bis heute rätselhaft geblieben. Es gibt eine Reihe von Erklärungen, und in jüngster Zeit wurden große Fortschritte erzielt, aber eine endgültige Ursache muss noch bewiesen werden.

Was sind einige Ideen? Eine der frühesten Hypothesen war, dass es sich bei den Blazhko-Sternen um Multimode-Pulsatoren handelt, bei denen die Hauptpulsation – die radiale Grundmode – mit einer oder mehreren schwachen nichtradialen Moden wechselwirkt, um das Schwebungsmuster der Amplitudenmodulationen zu erzeugen. Zu den zusätzlichen Verfeinerungen gehörten die Hinzufügung einer Rotation und eine nichtlineare Wechselwirkung zwischen den Pulsationsmoden. Eine weitere Möglichkeit war, dass es in diesen Sternen magnetische Zyklen gibt, die dem 11-jährigen magnetischen Zyklus der Sonne ähneln, aber auf einer kürzeren Zeitskala ablaufen. Weitere Verfeinerungen dieser Theorie beinhalten die Idee, dass die Rotationsachse des Sterns nicht mit den magnetischen Polen ausgerichtet ist, dass es eine Wechselwirkung mit Magnetfeldern und Konvektion gibt, oder vielleicht eine Kombination aus all diesen Faktoren. Arbeiten von Chadid et al. deuten darauf hin, dass Magnetfelder wahrscheinlich nicht die Ursache des Blazhko-Effekts sind; sie und ihre Mitarbeiter fanden heraus, dass RR Lyrae selbst kein starkes Magnetfeld hat (zumindest oberhalb einer Grenze von 80 Gauß), so dass der Blazhko-Effekt auf etwas anderes zurückzuführen sein muss. Das Blazhko-Phänomen ist nach wie vor ein wichtiges Forschungsthema im Bereich der stellaren Variabilität, und es gibt mehrere große Einrichtungen (einschließlich des hier gezeigten CoRoT-Satelliten), die sich mit der Beobachtung dieser Sterne beschäftigen. Wohin steuert das Feld? Im Moment sind zwei Dinge erforderlich, um gute Fortschritte zu erzielen: hochpräzise Photometrie und hochauflösende Zeitserienspektroskopie. Die Hochpräzisionsphotometrie wird den Forschern helfen, die Form der Lichtkurve genau zu messen, und bei Blazhko-Sternen kann jede kleine Unebenheit und jedes Wackeln von Bedeutung sein. Die bodengebundene Photometrie mit einer Genauigkeit von einigen Millimagnituden wird immer noch gesammelt und verwendet, aber die Präzision im Mikromagnitudenbereich und die lückenlose Abdeckung, die Satelliten wie CoRoT und Kepler bieten, können wichtige neue Hinweise liefern. In der Tat haben Szabó et al. (2010) mit Hilfe ultrapräziser Kepler-Beobachtungen von einem halben Dutzend Sternen möglicherweise einen wichtigen Hinweis auf den Blazhko-Effekt gefunden. Sie vermuten, dass eine „Periodenverdopplung“, die durch eine Resonanz zweier Pulsationsmoden verursacht wird, dafür verantwortlich sein könnte. Die Periodenverdopplung, bei der eine scheinbare Variation mit der doppelten tatsächlichen Periode auftritt, wird bei RV Tauri und (manchmal) bei W Vir-Sternen beobachtet, obwohl sie in diesen Fällen eine viel größere Unregelmäßigkeit hervorruft.

Auch große bodengestützte Teleskope mit hochauflösenden Spektrographen werden auf diese Sterne gerichtet, vor allem auf RR Lyrae selbst. Wie Geza Kovács in seiner Rezension aus dem Jahr 2009 feststellte, „…enthüllen genaue Zeitreihen-Spektrallinienanalysen alle möglichen nicht-radialen Komponenten und lassen dadurch nicht-radiale Moden in die Erklärung des Blazhko-Phänomens einfließen (oder ausschließen).“ Warum ist das so? Eine nicht-radiale Pulsation bedeutet, dass der Stern nicht kugelsymmetrisch pulsiert – verschiedene Teile der Sternoberfläche bewegen sich zu unterschiedlichen Zeiten ein und aus, und die Form der Oberfläche hängt von der Art der pulsierenden Mode ab. Da sich die verschiedenen Teile des Sterns in unterschiedliche Richtungen und mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten bewegen, kann sich dies in einem Spektrum des Sterns als Asymmetrie in den Absorptionslinienprofilen zeigen. Eine Absorptionslinie in einem stationären Gas hat ein Linienprofil, das einem Gauß ähnelt – symmetrisch, mit einer zentralen Spitze. Wenn sich jedoch verschiedene Teile des Sterns mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten relativ zu unserer Sichtlinie bewegen, dann hat jedes Gaspaket sein eigenes rot- oder blauverschobenes Linienprofil, was zu einem einzigen Linienprofil mit Wellen und Unebenheiten führt. Diese Merkmale können sich auch in der Wellenlänge verschieben, wenn der Stern rotiert. Eine sorgfältige Analyse der zeitlichen Veränderungen des Linienprofils kann das Vorhandensein nicht-radialer Moden aufdecken oder diese Möglichkeit ausschließen.

Diejenigen unter Ihnen, die Spektroskopie betreiben, wissen, dass es viel einfacher ist, ein Spektrum eines hellen Sterns zu erhalten, und je höher die Auflösung des Spektrums ist, desto länger dauert es, ein gutes Signal-Rausch-Verhältnis zu erhalten. Das gilt für einen Spektrographen an einem großen bodengebundenen Teleskop genauso wie für den am C11 in Ihrem Hinterhof. Da RR Lyrae der hellste Blazhko-Stern der Gruppe ist, bleibt er ein wichtiges Ziel für spektroskopische und photometrische Beobachtungen durch die Forschergemeinschaft. Insbesondere war RR Lyrae ein Hauptziel für das Blazhko-Projekt der Universität Wien, und der Stern war Ziel mehrerer gemeinsamer Beobachtungsprogramme von Horace Smith aus Michigan, Katrien Kohlenberg aus Wien und vielen anderen Mitarbeitern.

RR Lyrae und die AAVSO

Obwohl er formal nicht zu den Zielsternen der AAVSO-Sektion für kurzperiodische Pulsatoren gehört (und auch nicht zu deren Vorgänger, dem AAVSO RR Lyrae Committee), verfügt die AAVSO über mehr als 8500 Beobachtungen von RR Lyrae, von denen etwa die Hälfte visuell ist und die andere Hälfte aus intensiven CCD-Zeitreihen von zwei Beobachtern stammt. Die AAVSO verfügt über kleine Abschnitte von visuellen Beobachtungen, typischerweise eine Saison von einem Beobachter, zwischen 1976 und 1995, aus denen visuelle Maximalzeiten (TOMs) abgeleitet werden können. Ab 1995 begann die visuelle AAVSO-Gemeinschaft mit der ernsthaften Beobachtung dieses Sterns, und es gibt eine Reihe von Zyklen, aus denen sich die TOMs bis zum heutigen Tag ableiten lassen. Die Daten für RR Lyrae reichen jedoch weit vor dem AAVSO-Archiv zurück; einige dieser Daten sind in der GEOS RR Lyrae-Datenbank archiviert.

Phasendiagramme von RR Lyrae mit AAVSO-Daten: (links) Visuelle Daten, JD 2450200-2450400; (rechts) V-Band-Daten, JD 2453941-2453992, wobei unterschiedliche Farben für unterschiedliche Zyklen stehen.

Die RR-Lyrae-Forschungsgemeinschaft hat sich von visuellen Beobachtungen auf die Verwendung von CCD-Zeitmessungen verlagert, da diese eine höhere Zeit- und Größenpräzision ermöglichen und feinere Details im Verhalten von RR-Lyrae-Sternzeitmessungen offenbaren können als visuelle Daten. Während die komplexen Probleme der RR-Lyrae-Astrophysik instrumentelle Beobachtungen für TOMs und für die Lichtkurvenanalyse erfordern, bleibt RR Lyrae ein angenehmes visuelles Ziel mit Veränderungen von Minute zu Minute, die manchmal während des aufsteigenden Astes der Pulsation sichtbar sind.

Das AAVSO-Sequenzteam hat die Sequenz kürzlich aktualisiert und erweitert; visuelle Beobachter sollten Karten der Skala B verwenden und mit einem Weitwinkelinstrument wie einem Fernglas oder einem Teleskop mit geringer Leistung beobachten. Instrumentalbeobachter sollten eine Reihe von Vergleichssternen innerhalb des Feldes zur Auswahl haben, aber Vergleiche, die in ihrer Helligkeit mit RR Lyrae selbst vergleichbar sind (zwischen V=7,2 und 8,2), ergeben ein optimales Signal-Rausch-Verhältnis. Wie bei der visuellen Beobachtung bietet eine Weitwinkelkamera die größte Auswahl an Vergleichssternen. Wie immer empfehlen wir den Instrumentalbeobachtern, ihre Beobachtungen vollständig zu reduzieren, zu kalibrieren und zu transformieren, einschließlich Luftmassekorrekturen und Transformation in ein Standardsystem. Dadurch wird es viel einfacher, Ihre Beobachtungen mit denen anderer Beobachter zu kombinieren.

RR Lyrae ist ein unterschätztes Juwel unter den veränderlichen Sternen in den AAVSO-Archiven. Während es viele RR-Lyrae-Sterne gibt, die von AAVSO-Beobachtern und der Forschungsgemeinschaft aktiv verfolgt werden, bleibt RR Lyrae selbst ein wichtiges Ziel für moderne Astrophysiker. Mehr als ein Jahrhundert nach seiner Entdeckung müssen die Geheimnisse dieses hellen nördlichen Veränderlichen noch vollständig gelüftet werden. In der Astrophysik gibt es jedoch echte Hoffnung und Aufregung darüber, dass die komplexen Probleme der Veränderlichkeit von RR Lyrae und anderen Sternen wie diesem mehr als ein Jahrhundert nach ihrer Entdeckung endlich mehr und bessere Beobachtungsdaten liefern könnten. Unser variabler Stern der Saison, RR Lyrae, zeigt die ununterbrochene Kette der Entdeckung und des Verständnisses, die vor mehr als 100 Jahren begann und sich bis zum heutigen Tag erstreckt.

Für weitere Informationen:

• 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“ (Veränderlicher Stern der Saison)
• Gay, Pamela, 2005, „AH Leo“ (Veränderlicher Stern der Saison)
• Hartmann, J. und Stanek, K., 2004, „M3: Inconstant Star Cluster“ (APOD für 2004 Oktober 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? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars“, MNRAS (in press)
• Die AAVSO-Sektion für kurzperiodische Pulsatoren
• Die GEOS RR Lyrae-Datenbank
• Das Blazhko-Projekt an der Universität Wien
• Plotten Sie Karten von RR Lyrae mit dem AAVSO Variable Star Plotter
• AAVSO-Ressourcen für Beobachter von Veränderlichen Sternen