RR Lyrae, 1 asteen kenttä, DSS I -tutkimuslevy
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)
Kauden muuttuva tähti -sarjamme palaa tauolta pitkään laiminlyödyn tähtitieteellisen helmen myötä: RR Lyrae, yhden tähtitieteen tärkeimmän muuttuvien tähtien luokan prototyyppi. RR Lyrae ja sen nimeä kantava sykkivien muuttuvien tähtien luokka vaikuttivat syvällisesti 1900-luvun astrofysiikkaan, ja on todennäköistä, että ymmärryksemme maailmankaikkeutemme koosta ja luonteesta olisi paljon epätäydellisempi ilman näitä tärkeitä tähtiä. RR Lyrae itsessään on muuttuja, joka on helposti useimpien pohjoisten havaitsijoiden nähtävissä vaatimattomilla kaukoputkilla tai kiikareilla, ja silti se on edelleen suurten observatorioiden ja tutkimusohjelmien kohteena. Sekä sen visuaalinen näkyvyys että sen historiallinen asema tekevät siitä sopivan kohteen syyskuun 2010 kauden muuttuvaksi tähdeksi.
RR Lyrae: tarina alkaa
Harvard College oli muuttuvien tähtien pesä 1800-luvun lopulla. Johtaja Edward Charles Pickering ja hänen laaja ”tietokonehenkilökuntansa” – naiset, jotka suorittivat huolellisesti monet observatorion vaivalloisista laskutoimituksista tai valokuvauslevyjen etsinnöistä – julkaisivat kymmeniä artikkeleita ja luetteloita, joissa kerrottiin yksityiskohtaisesti heidän ponnisteluistaan tähtikartografian ja fotometrian, asteroidien etsinnän ja fotometrian sekä muuttuvien tähtien alalla. Yksi näistä oli Harvard Circular Number 29:ssä (1898) julkaistu lyhyt artikkeli, jossa kuvattiin yksinkertaista tekniikkaa lyhytaikaisten muuttujien tutkimiseksi. Siinä Pickering kuvaa tekniikkaa, jolla tähdestä saadaan useita valokuvausvalotuksia lyhyessä ajassa – alkeellinen mutta tehokas aikasarjatutkimuksen muoto. Valokuvauslevy valotettiin ja peitettiin vuorotellen ennalta määrätyin väliajoin teleskoopissa, jonka suuntaus ja seurantanopeus eivät olleet tarkasti linjassa taivaan kanssa. Tuloksena oli, että tietystä tähdestä saatiin useita valotuksia illan havaintojen aikana ja että lyhyiden tähtien jaksot saatettiin saada tehokkaammin selville.
Pickeringin vuonna 1901 ilmestyneessä Astrophysical Journal -lehdessä julkaistussa artikkelissa on luettelo kuudestakymmenestäneljästä uudesta muuttujasta, joista yksi – tähti Lyyran tähdistössä – löydettiin edellä esitetyllä menetelmällä 13. heinäkuuta 1899 otetulta levyltä. Pickeringin henkilökuntaan kuuluvan Wilhelmina Flemingin tekemä tutkimus paljasti, että kyseessä oli lyhyen jakson ja suuren amplitudin tähti. Tähti, jonka vaihteluväli oli yli 3/4 magnitudia ja jakso hieman yli puoli vuorokautta, muistutti selvästi tähtijoukon muuttujia (jotka Fleming löysi myös analysoidessaan Solon Baileyn vuonna 1893 tekemän tähtijoukkotutkimuksen levyjä). Harvardissa sekä muissa suurissa observatorioissa, kuten Lickissä ja Wilsonin vuorella, aloitettiin säännölliset havainnot tästä alan kirkkaimmasta ”muuttujaryhmästä”. RR Lyraen kirkkaus (7. ja 8. magnitudin välillä) teki siitä riittävän kirkkaan, jotta sitä voitiin havainnoida spektroskooppisesti siten, että sen spektrin muutokset voitiin jäljittää koko sen vaihtelusyklin ajan. Näin tähtitieteilijät pystyivät mittaamaan spektrityypin muutoksia ja havaitsemaan emissioviivoja.
Vuonna 1916 RR Lyrae:ta käsittelevässä kattavassa katsausartikkelissaan Harlow Shapley teki selväksi, että ”kefeidimuuttujien” (joihin hän sisällytti myös klusterimuuttujat) vaihteluiden kaksoismuuttujahypoteesi oli ristiriidassa sekä spektroskooppisten että fotometristen vaihteluiden kanssa; spektrit viittasivat siihen, että näiden kaksoismuuttujien ”kiertoratojen” täytyisi olla epäfysikaalisesti pieniä, mikä fotometriassa, joka osoitti vaihteluita nousuaikojen nousemisessa maksimiarvoon, edellytti epäfysikaalisia vaihteluita hypoteettisissa kiertoradan parametreissä. Shapley havaitsi myös tärkeän RR Lyrae:a koskevan seikan käyttäen Harvardin Oliver Wendellin havaintoja sekä omia havaintojaan: RR Lyrae:n valokäyrän maksimiajat ja muoto vaihtelevat syklisesti noin 40 päivän jakson verran. Tämä myöhemmin Blazhko-ilmiöksi kutsuttu ilmiö on askarruttanut astrofyysikoita vielä tänäkin päivänä.
Vaikka RR Lyrae ei ollutkaan ensimmäinen löydetty ”RR Lyrae-tähti” – sekä rykelmämuuttujat että kaksi kenttätähteä U Lep ja S Ara tulivat ensimmäisinä – RR Lyrae on ylivoimaisesti kirkkain, ja sen kirkkaus teki siitä helpon kohteen sekä fotometristeille että spektroskopisteille. RR Lyrae -muuttujan nimestä tuli sittemmin sopiva nimitys tälle tärkeälle tähtien luokalle.
Epästabiiliuskaistat
RR Lyrae -muuttujat kuuluvat sykkivien muuttujien eliittiluokkaan, joka tunnetaan nimellä epästabiiliuskaistapulsaattorit. Nämä tähdet, jotka kaikki rajoittuvat Hertzsprung-Russell-diagrammin kapealle alueelle, sykkivät samasta syystä: pulssit johtuvat siitä, että säteilyä estetään osittain poistumasta tähdestä, ja tästä johtuva paineen ja lämpötilan nousu saa tähdet laajenemaan. Kun painovoima saa ne taas supistumaan, sykli toistuu. Tähtien ja tähtien sisätilojen fysikaalisista ominaisuuksista johtuen vain tähdet, joilla on hyvin erityiset fysikaaliset ominaisuudet, pystyvät tähän, ja ne tähdet, jotka pystyvät tähän, sijaitsevat H-R-diagrammin kapealla diagonaalisella kaistaleella, joka kulkee vasemmalla alhaalla olevista kuumista, sinisistä ja himmeistä tähdistä oikealla ylhäällä oleviin viileämpiin, punaisempiin ja kirkkaampiin tähtiin. Siellä, missä tämä kaistale risteää H-R-diagrammin yhteisen tähtipopulaation kanssa, on yleensä pulsaattoreita. Siellä, missä se risteää valkoisten kääpiöiden jakson kanssa, on ZZ Ceti (DAV valkoinen kääpiö) -tähtiä. Kun se leikkaa pääjaksoa, löytyy delta Scuti -tähtiä. Kun se leikkaa pääjakson jälkeistä jaksoa, sieltä löytyvät kefeidimuuttujat ja W Virginis -tähdet. Vähämetallisissa tähtipopulaatioissa RR Lyrae -tähdet löytyvät sieltä, missä se leikkaa horisontaalisen haaran. RR Lyrae-tähtien luminositeetit ovat (kirkkaampien) kefeidien ja (himmeämpien) delta Scuti -tähtien luminositeettien välissä.
RR Lyrae -tähdet ovat hyvin kehittyneitä matalamman metallisuuden tähtipopulaatioiden jäseniä. Ne ovat kehittyneet pääjakson läpi, polttaneet kaiken vedyn ytimissään, ja sitten tehneet yhden nopean juoksun pääjakson jälkeistä punaista jättiläishaaraa ylöspäin ja asettuneet takaisin horisontaaliseen haaraan – lyhyen jakson matalan metallisuuden tähden elämässä, jossa se polttaa heliumia ytimessään ja vetyä ytimen ympärillä olevassa kuoressa. RR Lyrae -tähdet ovat alijättiläisiä, kirkkaampia kuin Aurinkomme, mutta vähemmän kirkkaita kuin kefeidimuuttujat. Pallomaisissa tähtijoukoissa, joissa on tarkkaan määritellyt vaakahaarat, voi joskus olla huomattavan paljon RR Lyrae -tähtiä, mitä voimme hyödyntää täällä maapallolla erittäin hyvin.
Pallomuuttujat, maailmankaikkeus ja kaikki
RR Lyrae -tähdet ovat astrofysikaalisesti mielenkiintoisia jo itsessään, mutta mielenkiintoisimmaksi ne tekee se, miten niitä voidaan hyödyntää. Toinen Harvardin tietokoneista, Henrietta Swan Leavitt, oli suurelta osin vastuussa toisenkin epävakauskaistalla olevien tähtien erityispiirteen löytämisestä. Leavitt tutki Pienessä Magellanin pilvessä olevia kefeidimuuttujia ja mittasi niiden näennäisiä suuruuksia ja pulsaatioaikoja. Pieni Magellanin pilvi oli tärkeä kohde, koska (oikein) oletettiin, että kaikki pilven tähdet olivat fyysisesti yhteydessä toisiinsa ja olivat suunnilleen samalla etäisyydellä Maasta. Vuoteen 1912 mennessä Leavitt havaitsi selvän yhteyden SMC:ssä sijaitsevien kefeidimuuttujien näennäisen kirkkauden ja niiden pulssijaksojen välillä – mitä kirkkaampi tähti, sitä pidempi jakso. Lisäksi kyseessä oli hyvin tiukka ja hyvin määritelty suhde. Voit arvioida erittäin hyvällä tarkkuudella, kuinka kirkas kefeidi olisi sen jakson perusteella ja päinvastoin.
SMC:n kefeidien PL-suhde, jossa y-akselilla on magnitudi ja x-akselilla log(jakso, päivää). Leavitt ja Pickering 1912 (Harvard Circular 173).
Tämä oli hämmästyttävä löytö sen vuoksi, mitä se merkitsee: (a) jos jakson ja valovoiman suhde on universaali kaikille tähdille, ja (b) jos löydetään jokin tapa kalibroida suhde käyttäen kefeidejä, joiden etäisyys on tiedossa, voidaan kefeidejä ja muita epästabiileja nauhapulsaattoreita käyttää etäisyyksien mittaamiseen. Tähtitieteilijät pystyivät pian kalibroimaan tämän suhteen käyttämällä läheisiä tähtiä, joiden etäisyydet tunnettiin parallaksin avulla, ja he todellakin vahvistivat, että jakson ja valovoiman välinen suhde oli todellinen ja yleinen. Tämä suhde, joka tunnetaan nimellä jakson ja valovoiman suhde, oli ratkaisevan tärkeä Linnunradan luonteen ja koon sekä maailmankaikkeuden koon ymmärtämisen kannalta. Harvardin tähtitieteilijät Solon Bailey ja Harlow Shapley olivat keskeisiä tekijöitä, jotka vaikuttivat siihen, että tähtijoukkomuuttujat otettiin käyttöön ja käytettiin etäisyysmittareina. Shapley osallistui itse vuonna 1920 hänen ja Heber Curtisin väliseen suureen väittelyyn, joka koski Linnunradan kokoa ja ”spiraalisumujen” (joiden tiedetään nykyään olevan muita galakseja, kuten oma galaksimme) luonnetta. Suuri osa väittelystä keskittyi palloparviin – niiden etäisyyksiin ja sijaintiin Linnunradan sisällä. Osa Shapleyn väitteistä perustui sekä pallomaisten tähtijoukkojen jakautumiseen että niiden etäisyyksiin meistä. Ryhmämuuttujia — enimmäkseen RR Lyrae -tähtiä — käytettiin ”standardikynttilöinä”, joilla mitattiin etäisyyksiä pallomaisista tähtijoukoista, ja näin saimme ensimmäisen välähdyksen Linnunradan todellisesta koosta.
RR Lyrae -tähdet Messier 3:n tähdistössä (kuvien ja animaation tekijänoikeudet: J. Hartmann, Harvardin yliopisto, ja K. Stanek, Ohio State U.)
Pulsaattorin jakson ja sen luminositeetin välinen suhde tunnetaan Leavittin lakina. Sitä on käytetty kaikenlaisten asioiden mittaamiseen, alkaen kefeidien, RR Lyrae:n ja delta Scuti:n etäisyyksistä Linnunradan sisällä, aina lähes 100 miljoonan valovuoden päässä olevien galaksien etäisyyksien mittaamiseen. Sitä käytetään yhä nykyäänkin mittausvälineenä kosmoksessa, ja tätä suhdetta pyritään jatkuvasti ymmärtämään paremmin ja tarkentamaan kaikkien yksittäisten tähtien luokkien osalta epävakauskaistalla.
Sata vuotta vanha mysteeri: Blazhko-ilmiö
Venäläinen tähtitieteilijä Sergei Blazhko huomasi vuonna 1907 ensimmäisen kerran RW Draconiksen pulssin valokäyrän moduloivan amplitudin. Toisin kuin muilla vastaavilla pulsaattoreilla, sen valokäyrä ei ollut säännöllinen syklistä toiseen, vaan muuttui sekä amplitudiltaan että muodoltaan säännöllisellä ja ennustettavalla tavalla. Tätä ilmiötä alettiin kutsua Blazhko-ilmiöksi, ja se havaittiin pian monissa muissa RR Lyrae -tähdissä (RRab-tyypin tähdissä), joilla on suuri amplitudi. Harlow Shapley havaitsi RR Lyrae -luokan prototyypin olevan Blazhko-tähti, jonka Blazhko-jakso (aika, joka kuluu yhden Blazhko-modulaatiojakson läpikäymiseen) on noin 40 päivää. Näin ollen RR Lyrae -tähdistä kirkkaimmalla on myös tämä pulssin erityispiirre. Voisi olettaa, että koska Blazhko-tähdet on tunnettu niin kauan ja koska niihin kuuluu luokan kirkkain jäsen, ilmiö olisi jo hyvin ymmärretty, mutta tämä outo ilmiö on pysynyt salaperäisenä tähän päivään asti. Selityksiä on useita, ja aivan viime aikoina on tapahtunut suurta edistystä, mutta lopullista syytä ei ole vielä pystytty osoittamaan.
Mitä ajatuksia? Yksi varhaisimmista hypoteeseista oli, että Blazhko-tähdet olivat multimode-pulsaattoreita, joissa pääpulsaatio – radiaalinen perusmoodi – oli vuorovaikutuksessa yhden tai useamman heikon ei-radiaalisen moodin kanssa luodakseen amplitudimodulaatioiden sykkivän kuvion. Joitakin lisäparannuksia tähän olivat muun muassa rotaation lisääminen ja epälineaarinen vuorovaikutus pulssimoodien välillä. Toinen mahdollisuus oli, että näissä tähdissä on magneettisia syklejä, jotka ovat luonteeltaan samanlaisia kuin Auringon 11-vuotinen magneettinen sykli, mutta lyhyemmällä aikaskaalalla. Tämän teorian jatkojalostuksiin kuuluu ajatus siitä, että tähden pyörimisakseli ei ole linjassa magneettisten napojen kanssa, että magneettikenttien ja konvektion välillä on vuorovaikutus, tai ehkä jokin näiden kaikkien yhdistelmä. Chadidin ym. työ viittaa siihen, että magneettikentät eivät todennäköisesti ole Blazhko-ilmiön syy; hän ja hänen työtoverinsa havaitsivat, että RR Lyrae:lla itsellään ei ole voimakasta magneettikenttää (ainakaan yli 80 Gaussin rajan), joten sen Blazhko-ilmiön täytyy johtua jostain muusta. Mitään teoriaa ei kuitenkaan ole pystytty todistamaan aukottomasti.
Blazhko-ilmiö on edelleen tärkeä tutkimuskohde tähtimuutosyhteisössä, ja useat suuret laitokset (mukaan lukien kuvassa näkyvä CoRoT-satelliitti) käyttävät aikaa näiden tähtien havainnointiin. Minne kenttä on menossa? Tällä hetkellä tarvitaan kahta asiaa, jotta voidaan edistyä hyvin: erittäin tarkkaa fotometriaa ja korkearesoluutioista aikasarjaspektroskopiaa. Tarkka fotometria auttaa tutkijoita mittaamaan tarkasti valokäyrän muodon, ja Blazhko-tähdissä jokaisella pienellä kuopalla ja heilahduksella voi olla merkitystä. Maapohjaista fotometriaa muutaman millimagnitudin tarkkuudella kerätään ja käytetään edelleen, mutta CoRoT:n ja Keplerin kaltaisten satelliittien tarjoama mikromagnitudin tarkkuus ja aukoton kattavuus voivat tarjota omia tärkeitä uusia johtolankoja. Szabó et al. (2010) ovatkin saattaneet löytää tärkeän johtolangan Blazhko-ilmiöstä käyttämällä erittäin tarkkoja Kepler-havaintoja puolesta tusinasta tähdestä. He esittävät, että kahden pulssimoodin resonanssin aiheuttama ”jakson kaksinkertaistuminen” voi olla vastuussa. Jakson kaksinkertaistumista, jossa näennäinen vaihtelu on kaksinkertainen todelliseen jaksoon nähden, on havaittu RV Tauri- ja (joskus) W Vir -tähdissä, vaikkakin näissä tapauksissa se aiheuttaa paljon suurempaa epäsäännöllisyyttä.
Niin ikään, suuria maanpäällisiä teleskooppeja, joissa on korkearesoluutioiset spektrograafit, ollaan kääntämässä kohti näitä tähtiä, erityisesti RR Lyrae -tähteä itseään. Kuten Geza Kovács totesi vuoden 2009 katsauksessaan, ”…tarkat aikasarjan spektriviiva-analyysit paljastavat mahdolliset ei-radiaaliset komponentit ja siten antavat mahdollisuuden sisällyttää (tai sulkea pois) ei-radiaaliset moodit Blazhko-ilmiön selittämiseen.” Miksi näin on? Ei-radiaalinen pulssaatio tarkoittaa, että tähti ei pulssita pallosymmetrisesti – tähden pinnan eri osat liikkuvat sisään ja ulos eri aikoina, ja pinnan muoto riippuu siitä, minkälainen moodi pulssittaa. Koska tähden eri osat liikkuvat eri suuntiin eri nopeuksilla, ja tämä voi näkyä tähden spektrissä epäsymmetrisyytenä absorptioviivaprofiileissa. Paikallaan pysyvän kaasun absorptioviivalla on Gaussin kaltainen viivaprofiili – symmetrinen, jossa on yksi keskihuippu. Mutta jos tähden eri osat liikkuvat eri nopeuksilla näköyhteyteen nähden, jokaisella kaasupaketilla on oma puna- tai sinisiirtynyt linjaprofiilinsa, mikä johtaa yhteen linjaprofiiliin, jossa on aaltoja ja kuoppia. Nämä piirteet voivat myös siirtyä aallonpituudeltaan, jos tähti pyörii. Viivaprofiilin ajallisten muutosten huolellinen analyysi voi paljastaa muiden kuin radiaalisten moodien olemassaolon, tai se voi sulkea pois tämän mahdollisuuden.
Kuten te, jotka teette spektroskopiaa, tiedätte, on paljon helpompaa saada spektri kirkkaasta tähdestä, ja mitä korkeampi spektrin resoluutio on, sitä kauemmin kestää saada hyvä signaali-kohina. Tämä pätee yhtä lailla suuren maakaukoputken spektrografiin kuin takapihallasi sijaitsevan C11:n spektrografiin. Koska RR Lyrae on joukon kirkkain Blazhko-tähti, se on edelleen tärkeä kohde sekä spektroskooppisille että fotometrisille havainnoille tutkimusyhteisössä. RR Lyrae oli erityisesti Wienin yliopiston Blazhko-projektin ensisijainen kohde, ja tähti on ollut useiden Michiganin Horace Smithin, Wienin Katrien Kohlenbergin ja monien muiden yhteistyökumppaneiden yhteishavainto-ohjelmien kohteena.
RR Lyrae ja AAVSO
Vaikka se ei virallisesti kuulu AAVSO:n Lyhytjaksoisten pulsaattoreiden jaoston (eikä sen edeltäjän, AAVSO RR Lyrae -komitean) kohdetähtiin, AAVSO:lla on yli 8500 havaintoa RR Lyrae:sta, joista noin puolet on visuaalisia havaintoja ja loput ovat kahden havaitsijan tekemiä intensiivisiä CCD-aikasarjoja. AAVSO:lla on pieniä visuaalisia havaintoja, tyypillisesti yhden havainnoitsijan tekemiä havaintokausia vuosina 1976-1995, joista voidaan johtaa visuaalisia maksimiaikoja (TOM). Vuodesta 1995 alkaen AAVSO:n visuaalinen yhteisö alkoi havainnoida tätä tähteä tosissaan, ja on olemassa useita jaksoja, joista voidaan johtaa TOM-jaksoja aina tähän päivään asti. RR Lyrae:n tiedot ovat kuitenkin peräisin paljon ennen AAVSO:n arkistoa; osa näistä tiedoista on arkistoitu GEOS:n RR Lyrae-tietokantaan.
RR Lyrae:n faasidiagrammit AAVSO:n tietoja käyttäen: (vasen) Visuaalinen data, JD 2450200-2450400; (oikea) V-kaistadata, JD 2453941-2453992, jossa eri värit tarkoittavat eri syklejä.
RR Lyrae -tutkimusyhteisö on siirtynyt pois visuaalisista havainnoista ja siirtynyt käyttämään CCD-aikamittauksia, koska ne mahdollistavat suuremman aika- ja magnituditarkkuuden ja voivat paljastaa hienompia yksityiskohtia RR Lyrae -tähtien käyttäytymisestä aikamittauksina kuin visuaaliset tiedot. Vaikka RR Lyrae -astrofysiikan monimutkaiset ongelmat edellyttävät instrumentaalihavaintoja TOM:ia ja valokäyrien analysointia varten, RR Lyrae on edelleen miellyttävä visuaalinen kohde, jonka minuutti minuutilta tapahtuvat muutokset näkyvät joskus pulsaation nousevan haaran aikana.
AAVSO:n sekvenssiryhmä on hiljattain päivittänyt ja laajentanut sekvenssiä; visuaalisten havaitsijoiden tulisi käyttää B-mittakaavan karttoja ja havainnoida laajakenttäisellä instrumentilla, kuten kiikarilla tai pienitehoisella kaukoputkella. Instrumenttihavaitsijoilla tulisi olla useita vertailutähtiä, joista valita kentän sisällä, mutta RR Lyraen kirkkauteen verrattavissa olevat vertailutähdet (välillä V=7,2-8,2) tuottavat parhaan signaalikohinasuhteen. Kuten visuaalisessa havainnoinnissa, laajakenttäkamera tarjoaa suurimman valikoiman vertailutähtiä. Kuten aina, kannustamme instrumentaalihavaitsijoita vähentämään, kalibroimaan ja muuntamaan havaintonsa täysin, mukaan lukien ilmamassakorjaukset ja muuntaminen standardijärjestelmään. Tämä helpottaa huomattavasti havaintojesi yhdistämistä muiden havaitsijoiden havaintoihin.
RR Lyrae on aliarvostettu helmi AAVSO:n arkistojen muuttuvien tähtien joukossa. Vaikka AAVSO:n havaitsijat ja tutkimusyhteisö etsivät aktiivisesti monia RR Lyrae -tähtiä, RR Lyrae itsessään on edelleen tärkeä kohde nykyaikaisille astrofyysikoille. Yli sata vuotta sen löytämisen jälkeen tämän kirkkaan pohjoisen muuttujan salaisuudet eivät ole vielä täysin selvillä. Astrofysiikkayhteisössä on kuitenkin todellista toivoa ja innostusta siitä, että RR Lyraen ja muiden sen kaltaisten tähtien muuttuvuuteen liittyvät monimutkaiset ongelmat saattavat vihdoinkin tuottaa enemmän ja parempaa havaintotietoa yli sata vuotta sen löytämisen jälkeen. Kauden muuttuva tähti RR Lyrae osoittaa katkeamattoman löydön ja ymmärryksen ketjun, joka alkoi yli 100 vuotta sitten ja ulottuu nykypäivään.
Lisätietoa:
- Chadid, M., ym, 2004, ”No evidence of a strong magnetic field in the Blazhko star RR Lyrae”, Astronomy & Astrophysics 413, 1087
- Davis, Katherine, 2003, ”XZ Cygni” (Kauden muuttuva tähti)
- Gay, Pamela, 2005, ”AH Leo” (Kauden muuttuva tähti)
- Hartmann, J. ja 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., ym, 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)
- AAVSO:n lyhytjaksoisten pulsaattoreiden jaosto
- Geos RR Lyrae -tietokanta
- Wienin yliopiston Blazhko-projekti
- Plottaa RR Lyrae -taulukoita AAVSO:n muuttuvien tähtien piirturilla
- AAVSO:n resursseja muuttuvien tähtien havaitsijoille