RR Lyrae, 1 fokos mező, DSS I felmérési lemez
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)
A szezon változócsillaga sorozatunk egy régóta elhanyagolt csillagászati gyöngyszemmel tér vissza a szünetről: RR Lyrae, a csillagászat egyik legfontosabb változócsillag-osztályának prototípusa. Az RR Lyrae és a nevét viselő pulzáló változócsillagok osztálya nagy hatással volt a 20. század asztrofizikájára, és valószínű, hogy mind az Univerzum méretének, mind természetének megértése sokkal hiányosabb lenne e fontos csillagok nélkül. Maga az RR Lyrae egy olyan változócsillag, amely a legtöbb északi észlelő számára szerény távcsővel vagy távcsővel könnyen látható, mégis továbbra is a nagy obszervatóriumok és kutatási programok célpontja marad. Mind látványa, mind történelmi jelentősége miatt méltó célpontja a 2010. szeptemberi évad változócsillagának.
RR Lyrae: a történet kezdődik
A Harvard College a 19. század végén a változócsillagok élővilága volt. Az igazgató, Edward Charles Pickering és kiterjedt “számítógépes” személyzete – nők, akik gondosan végezték az obszervatóriumban a fáradságos számításokat vagy a fotólemezek keresését – tucatnyi tanulmányt és katalógust adott ki, amelyekben részletezték a csillagkartográfiával és fotometriával, az aszteroidakereséssel és fotometriával, valamint a változócsillagokkal kapcsolatos erőfeszítéseiket. Ezek egyike volt a Harvard Circular 29. számában (1898) megjelent rövid tanulmány, amely egy egyszerű technikát írt le a rövid periódusú változók tanulmányozására. Ebben Pickering leír egy olyan technikát, amellyel rövid idő alatt több fényképfelvételt lehet készíteni egy csillagról – ez az idősoros fotometria kezdetleges, de hatékony formája. Egy fényképészeti lemezt felváltva exponáltak és fedtek le előre meghatározott időközönként egy olyan távcsőben, amelynek beállítása és követési sebessége nem volt pontosan összehangolva az égboltra. Az eredmény az volt, hogy egy adott csillagról egy esti megfigyelés során többszörös expozíciót kaptak, és a rövid csillagok periódusait hatékonyabban lehetett meghatározni.
A Pickering 1901-es Astrophysical Journalban megjelent cikke hatvannégy új változót sorol fel, amelyek közül egyet – egy csillagot a Lyra csillagképben – a fenti módszerrel találtak meg egy 1899. július 13-i lemezen. Ennek a lemeznek a vizsgálata Pickering egyik munkatársa, Wilhelmina Fleming által egy rövid periódusú, nagy amplitúdójú csillagot mutatott ki. A csillag több mint 3/4 magnitúdós tartományával és alig több mint félnapos periódusával egyértelműen hasonlított a halmazváltozókhoz (amelyeket szintén Fleming fedezett fel Solon Bailey 1893-as halmazfelméréséből származó lemezek elemzése során). A Harvardon, valamint más nagy obszervatóriumokban, köztük a Lickben és a Wilson-hegyen is megkezdődtek a terület legfényesebb “halmazváltozójának” rendszeres megfigyelései. Az RR Lyrae fényessége (7. és 8. magnitúdó között) elég fényessé tette ahhoz, hogy spektroszkópiai megfigyeléseket végezzenek rajta oly módon, hogy spektrumának változásai nyomon követhetők legyenek a változékonysági ciklusa során. Ez lehetővé tette a csillagászok számára a spektrális típus változásainak mérését, valamint az emissziós vonalak jelenlétének kimutatását.
Az RR Lyrae-ról szóló 1916-os átfogó áttekintő tanulmányában Harlow Shapley világossá tette, hogy a “Cepheid-változók” (amibe a halmazváltozókat is beleértette) változásainak kettős hipotézise nem áll összhangban sem a spektroszkópiai, sem a fotometriai változásokkal; a spektrumok azt sugallták, hogy e kettősök “pályájának” fizikailag kicsinek kell lennie, ami a maximumra emelkedési idő változását mutató fotometria a hipotetikus pálya paramétereinek fizikailag nem megfelelő változását igényli. Shapley a harvardi Oliver Wendell megfigyeléseit, valamint saját megfigyeléseit felhasználva egy fontos tényre is felfigyelt az RR Lyrae-vel kapcsolatban: az RR Lyrae fénygörbéjének maximumidői és alakja ciklikusan, mintegy 40 napos periódussal változik. Ez a később Blazhko-effektusként ismert effektus a mai napig rejtélyt ad az asztrofizikusoknak.
Bár nem az RR Lyrae volt az első felfedezett “RR Lyrae-csillag” – mind a halmazváltozók, mind a két mezőcsillag, az U Lep és az S Ara volt az első -, az RR Lyrae messze a legfényesebb, és fényessége könnyű célponttá tette mind a fotométerek, mind a spektroszkópok számára. Az RR Lyrae változó elnevezés később méltó elnevezése lett a csillagok e fontos osztályának.
Az instabilitási szalag
A RR Lyrae a pulzáló változók egy elit osztályába tartozik, amelyet instabilitási szalagpulzátoroknak neveznek. Ezek a csillagok, amelyek mind a Hertzsprung-Russell-diagram egy szűk régiójára korlátozódnak, ugyanazon okból pulzálnak: a pulzálást az hajtja, hogy a sugárzás részben megakadályozza a csillagból való kilépést, és az ebből eredő nyomás- és hőmérsékletnövekedés miatt tágulnak. Amikor a gravitáció hatására ismét összehúzódnak, a ciklus megismétlődik. A csillagok és a csillagok belsejének fizikai tulajdonságai miatt erre csak nagyon speciális fizikai tulajdonságokkal rendelkező csillagok képesek, és azok, amelyek képesek erre, a H-R diagram egy keskeny átlós sávján helyezkednek el, amely a forró, kék és halvány csillagoktól a bal alsó részen a hűvösebb, vörösebb és fényesebb csillagokig a jobb felső részen húzódik. Ahol ez a sáv a H-R-diagramon belül a csillagok egy közös populációját metszi, ott általában pulzátorokat találunk. Ahol a fehér törpe szekvenciát metszi, ott találjuk a ZZ Ceti (DAV fehér törpe) csillagokat. Ahol a fősorozatot metszi, ott találjuk a delta Scuti csillagokat. Ahol a fősorozat utáni szekvenciát metszi, ott találjuk a Cepheid-változókat és a W Virginis csillagokat. Az alacsony fémtartalmú csillagpopulációkban pedig, ahol a vízszintes ágat metszi, ott találhatók az RR Lyrae csillagok. Az RR Lyrae csillagok fényessége a (fényesebb) Cepheidák és a (halványabb) delta Scuti csillagok fényességei között helyezkedik el.
A RR Lyrae csillagok az alacsonyabb metallicitású csillagpopulációk nagyon fejlett tagjai. Végigfejlődtek a fősorozaton, elégették az összes hidrogént a magjukban, majd egy gyors futást tettek a fősorozat utáni vörös óriás ágon, és visszatelepültek a vízszintes ágra — egy rövid időszak egy alacsony metallizitású csillag életében, amikor héliumot éget a magjában és hidrogént a mag körüli héjban. Az RR Lyrae csillagok szubóriások, fényesebbek, mint a mi Napunk, de kevésbé fényesek, mint a Cepheid-változók. A jól meghatározott vízszintes ágú gömbhalmazokban néha jelentős számú RR Lyrae csillag található, amit itt a Földön nagyon jól ki tudunk használni.
Cluster-változók, az Univerzum és minden
Az RR Lyrae csillagok önmagukban is asztrofizikailag érdekesek, de ami a legérdekesebbé teszi őket, az az, hogy hogyan lehet őket felhasználni. Egy másik harvardi számítógépes, Henrietta Swan Leavitt nagyban hozzájárult az instabilitási sávban lévő csillagok egy másik sajátosságának felfedezéséhez. Leavitt a Kis Magellán-felhőben lévő Cepheid-változókat tanulmányozta, megmérve látszólagos nagyságukat és pulzációs periódusaikat. A Kis Magellán-felhő azért volt fontos célpont, mert (helyesen) feltételezték, hogy a felhőben lévő összes csillag fizikailag összefügg, és nagyjából azonos távolságra van a Földtől. Leavitt 1912-re egyértelmű kapcsolatot állapított meg az SMC-ben található Cepheid-változók látszólagos fényessége és pulzációs periódusaik között – minél fényesebb a csillag, annál hosszabb a periódus. Továbbá ez egy nagyon szoros és jól meghatározott kapcsolat volt. Nagyon jó pontossággal meg lehetett becsülni, hogy egy Cepheida milyen fényes lehet a periódusa alapján, és fordítva.
Az SMC-ben lévő Cepheidákra vonatkozó PL összefüggés, amely az y tengelyen a magnitúdót mutatja az x tengelyen a log(periódus, nap) függvényében. Leavitt és Pickering 1912-ből (Harvard Circular 173).
Ez egy elképesztő felfedezés volt, mert mire utal: (a) ha a periódus-fényesség összefüggés univerzális minden csillagra, és (b) ha találunk valamilyen módot az összefüggés kalibrálására ismert távolságú csefeidák segítségével, akkor a csefeidákat és más instabil szalagpulzátorokat használhatunk távolságok mérésére. A csillagászok hamarosan képesek voltak kalibrálni ezt az összefüggést olyan közeli csillagok segítségével, amelyek távolsága a parallaxis alapján ismert volt, és valóban megerősítették, hogy a periódus és a fényesség közötti összefüggés valós és univerzális. Ez a periódus-fényesség kapcsolat néven ismert összefüggés döntő fontosságú volt a Tejútrendszer természetének és méretének, valamint az Univerzum méretének későbbi megértéséhez. Solon Bailey és Harlow Shapley harvardi csillagászok jelentős szerepet játszottak a halmazváltozók távolságmutatóként való elfogadásában és használatában. Shapley maga is résztvevője volt az 1920-as Nagy Vitának, amely közte és Heber Curtis között folyt a Tejútrendszer méretéről és a “spirálködök” (ma már tudjuk, hogy ezek a miénkhez hasonló más galaxisok) természetéről. A vita nagy része a gömbhalmazokról – azok távolságáról és elhelyezkedéséről a Tejútrendszeren belül – szólt. Shapley érveinek egy része a gömbhalmazok eloszlásán és tőlünk való távolságukon alapult. A halmazváltozókat – főként RR Lyrae csillagokat – “standard gyertyaként” használták a gömbhalmazok távolságának mérésére, és így kaptunk egy első pillantást a Tejútrendszer valódi méretére.
RR Lyrae csillagok a Messier 3-ban (képek és animáció copyright J. Hartmann, Harvard U., és K. Stanek, Ohio State U.)
A pulzátor periódusa és fényessége közötti kapcsolatot Leavitt-törvényként ismerjük. Ezt a törvényt a Tejútrendszeren belüli Cepheidák, RR Lyrae-k és delta Scuti távolságától kezdve a közel 100 millió fényévre lévő galaxisok távolságának méréséig mindenre használták már. Ma is használják mérőeszközként a kozmoszban, és folyamatos erőfeszítések folynak arra, hogy jobban megértsék és finomítsák ezt az összefüggést az instabilitási szalag minden egyes csillagosztályára.
Egy évszázados rejtély: a Blazhko-effektus
1907-ben Szergej Blazhko orosz csillagász vette észre először az RW Draconis pulzációs fénygörbéjének moduláló amplitúdóját. Más hasonló pulzátoroktól eltérően fénygörbéje nem volt szabályos ciklusról ciklusra, hanem mind amplitúdója, mind alakja szabályosan és kiszámíthatóan változott. Ezt a hatást Blazhko-effektusnak nevezték el, és hamarosan sok más nagy amplitúdójú RR Lyrae csillagnál (RRab típusúak) is felfedezték. Az RR Lyrae osztály prototípusát Harlow Shapley maga is Blazhko-csillagnak találta, amelynek Blazhko-periódusa (az az idő, amely alatt egy Blazhko-modulációs ciklus végbemegy) körülbelül 40 nap. Így az RR Lyrae csillagok közül a legfényesebb is rendelkezik ezzel a pulzációs sajátossággal. Azt gondolhatnánk, hogy mivel a Blazhko-csillagok már olyan régóta ismertek, és az osztály legfényesebb tagját is magukban foglalják, a hatást mára már jól megértették, de ez a különös jelenség a mai napig rejtélyes maradt. Számos magyarázat létezik, és a közelmúltban nagy előrelépés történt, de a végleges okot még nem sikerült bizonyítani.
Milyen elképzelések vannak? Az egyik legkorábbi hipotézis szerint a Blazhko-csillagok multimódusú pulzátorok voltak, amelyekben a fő pulzáció – a radiális alapmódus – kölcsönhatásba lépett egy vagy több gyenge nem radiális módussal, hogy létrehozza az amplitúdómodulációk lüktető mintázatát. Ennek néhány további finomítása magában foglalta a rotáció hozzáadását és a pulzációs módusok közötti nemlineáris kölcsönhatást. Egy másik lehetőség az volt, hogy ezeken a csillagokon belül a 11 éves napmágneses ciklushoz hasonló, de rövidebb időskálájú mágneses ciklusok vannak. Ennek az elméletnek a további finomításai közé tartozik az az elképzelés, hogy a csillag forgástengelye nem a mágneses pólusokhoz igazodik, hogy kölcsönhatás van a mágneses mezőkkel és a konvekcióval, vagy talán mindezek valamilyen kombinációja. Chadid és munkatársai munkája azt sugallja, hogy valószínűleg nem a mágneses mezők okozzák a Blazhko-effektust; ő és munkatársai azt találták, hogy magának az RR Lyrae-nak nincs erős mágneses tere (legalábbis 80 Gauss határérték felett), így a Blazhko-effektust valami másnak kell okoznia. Egyik elméletet sem sikerült azonban kétséget kizáróan bizonyítani.
A Blazhko-jelenség továbbra is a csillagváltozásokat kutató közösség egyik fő kutatási témája, és több nagy berendezés (köztük az itt látható CoRoT műhold) is időt tölt e csillagok megfigyelésével. Merre tart a terület? Jelenleg két dologra van szükség a jó előrehaladáshoz: nagyon nagy pontosságú fotometriára és nagy felbontású idősoros spektroszkópiára. A nagy pontosságú fotometria segíteni fogja a kutatókat a fénygörbe alakjának pontos mérésében, és a Blazhko-csillagoknál minden apró dudornak és kilengésnek jelentősége lehet. A néhány millimagnitudós pontosságú földi fotometriát még mindig gyűjtik és használják, de az olyan műholdak, mint a CoRoT és a Kepler által kínált mikromagnitudós pontosság és hézagmentes lefedettség fontos új támpontokkal szolgálhat. Szabó és munkatársai (2010) valóban fontos nyomot találhattak a Blazhko-effektushoz fél tucat csillag ultraprecíz Kepler-megfigyeléseivel. Szerintük a két pulzációs módus rezonanciája által okozott “perióduskettőzés” lehet a felelős. A perióduskettőzés, amikor a tényleges periódus kétszeresének látszólagos változása figyelhető meg az RV Tauri és (néha) a W Vir csillagoknál, bár ezekben az esetekben sokkal nagyobb szabálytalanságot eredményez.
Hasonlóképpen, nagy földi távcsövek nagy felbontású spektrográfokkal felszerelt nagy távcsövek is ezek felé a csillagok felé fordulnak, leginkább maga az RR Lyrae. Ahogy Kovács Géza 2009-es áttekintésében megjegyezte, “…a pontos idősoros színképvonalelemzés feltárja az esetleges nem radiális komponenseket, és ezáltal lehetővé teszi a nem radiális módusok bevonását (vagy kizárását) a Blazhko-jelenség magyarázatába”. Miért van ez így? A nem radiális pulzáció azt jelenti, hogy a csillag nem gömbszimmetrikusan pulzál — a csillag felszínének különböző részei különböző időpontokban mozognak be és ki, és a felszín alakja a pulzáló módus típusától függ. Mivel a csillag különböző részei különböző irányokban, különböző sebességgel mozognak, és ez a csillag spektrumában megjelenhet az abszorpciós vonalprofilok aszimmetriáiban. Egy álló gázban lévő abszorpciós vonal vonalprofilja a Gausséhoz hasonló lesz — szimmetrikus, egy központi csúccsal. Ha azonban a csillag különböző részei a látóvonalunkhoz képest különböző sebességgel mozognak, akkor minden gázparcellának saját vörös- vagy kékeltolódott vonalprofilja lesz, ami egyetlen vonalprofilt eredményez, hullámokkal és dudorokkal. Ezek a vonások hullámhosszban is eltolódhatnak, ha a csillag forog. A vonalprofil időbeli változásainak gondos elemzése felfedheti a nem radiális módusok jelenlétét, vagy kizárhatja ennek lehetőségét.
Amint azt a spektroszkópiával foglalkozók tudják, egy fényes csillag spektrumát sokkal könnyebb megszerezni, és minél nagyobb a spektrum felbontása, annál tovább tart jó jel-zaj viszonyokat elérni. Ez ugyanúgy igaz egy nagyobb földi távcső spektrográfjára, mint a kertedben lévő C11-esre. Mivel az RR Lyrae a legfényesebb Blazhko-csillag a csoportból, továbbra is fontos célpontja marad mind a spektroszkópiai, mind a fotometriai megfigyeléseknek a kutatóközösség számára. Különösen az RR Lyrae volt a Bécsi Egyetem Blazhko-projektjének elsődleges célpontja, és a csillag a michigani Horace Smith, a bécsi Katrien Kohlenberg és sok más munkatárs több közös megfigyelési programjának is célpontja volt.
RR Lyrae és az AAVSO
Bár hivatalosan nem tartozik az AAVSO Rövidperiódusú Pulzátorok Szekciójának (sem elődjének, az AAVSO RR Lyrae Bizottságának) célcsillagjai közé, az AAVSO-nak több mint 8500 megfigyelése van az RR Lyrae-ról, amelyeknek mintegy fele vizuális, a másik fele pedig két megfigyelő intenzív CCD idősoraiból származik. Az AAVSO 1976 és 1995 között kis szakaszokban rendelkezik vizuális megfigyelésekkel, jellemzően egy megfigyelő által végzett egy szezonban, amelyekből vizuális maximumidők (TOM) származtathatók. Az AAVSO vizuális közössége 1995-től kezdődően kezdte el komolyan megfigyelni ezt a csillagot, és számos olyan ciklus van, amelyekből TOM-okat lehet levezetni egészen a mai napig. Az RR Lyrae-re vonatkozó adatok azonban jóval az AAVSO archívuma előttre nyúlnak vissza; ezen adatok egy része a GEOS RR Lyrae adatbázisában archiválva megtalálható.
Az RR Lyrae fázisdiagramjai az AAVSO adatai alapján: (balra) Vizuális adatok, JD 2450200-2450400; (jobbra) V-sávos adatok, JD 2453941-2453992, ahol a különböző színek különböző ciklusokat jelölnek.
Az RR Lyrae kutatóközösség a vizuális megfigyelésekről áttért a CCD időmérések használatára, mivel ezek nagyobb idő- és magnitúdó pontosságot tesznek lehetővé, és a vizuális adatoknál finomabb részleteket tudnak felfedni az RR Lyrae csillagok időbeli viselkedésében. Míg az RR Lyrae asztrofizika összetett problémái műszeres megfigyeléseket igényelnek a TOM-ok és a fénygörbék elemzéséhez, az RR Lyrae továbbra is élvezetes vizuális célpont marad, ahol a pulzáció emelkedő ágában néha percről percre történő változások láthatók.
Az AAVSO szekvenciacsoport nemrégiben frissítette és bővítette a szekvenciát; a vizuális megfigyelőknek B-skálájú térképeket kell használniuk, és széles látómezejű műszerrel, például binokulárral vagy kis teljesítményű távcsővel kell megfigyelniük. A műszeres megfigyelőknek számos összehasonlító csillag közül kell választaniuk a mezőn belül, de az RR Lyrae fényességéhez hasonló fényességű (V=7,2 és 8,2 közötti) csillagok optimális jel-zaj viszonyt eredményeznek. A vizuális megfigyelésekhez hasonlóan egy széles látómezejű kamera biztosítja az összehasonlító csillagok legnagyobb választékát. Mint mindig, most is arra bátorítjuk a műszeres megfigyelőket, hogy teljes mértékben redukálják, kalibrálják és transzformálják megfigyeléseiket, beleértve a légtömeg-korrekciókat és a szabványos rendszerbe való transzformációt. Így sokkal könnyebb lesz a megfigyeléseiket más megfigyelők megfigyeléseivel kombinálni.
R Lyrae egy alábecsült gyöngyszem az AAVSO archívumában található változócsillagok között. Bár az AAVSO megfigyelői és a kutatóközösség számos RR Lyrae csillagot aktívan követnek, maga az RR Lyrae továbbra is fontos célpont a modern asztrofizikusok számára. Több mint egy évszázaddal felfedezése után e fényes északi változócsillag titkait még mindig nem sikerült teljesen feltárni. Az asztrofizikusok körében azonban valódi reményt és izgalmat jelent, hogy az RR Lyrae és más, hozzá hasonló csillagok változékonyságának összetett problémái több mint egy évszázaddal a felfedezése után végre több és jobb megfigyelési adatot szolgáltatnak. Az évszak változócsillaga, az RR Lyrae mutatja a felfedezés és megértés töretlen láncolatát, amely több mint 100 évvel ezelőtt kezdődött és napjainkig tart.
További információk:
- 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” (Az évszak változócsillaga)
- Gay, Pamela, 2005, “AH Leo” (Az évszak változócsillaga)
- Hartmann, J. and 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? A periódus megduplázódásának első észlelése Kepler Blazhko RR Lyrae csillagokban”, MNRAS (in press)
- Az AAVSO Short Period Pulsators Section
- A GEOS RR Lyrae adatbázis
- 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