RR Lyrae

RR Lyrae, campo di 1 grado, piastra di rilevamento DSS I
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

La nostra serie di stelle variabili della stagione ritorna dalla pausa con una gemma astronomica a lungo trascurata: RR Lyrae, il prototipo di una delle più importanti classi di stelle variabili in astronomia. RR Lyrae e la classe di stelle variabili pulsanti che porta il suo nome hanno avuto una profonda influenza sull’astrofisica del XX secolo, ed è probabile che la nostra comprensione sia delle dimensioni che della natura del nostro universo sarebbe molto più incompleta senza queste importanti stelle. RR Lyrae stessa è una variabile facilmente visibile dalla maggior parte degli osservatori del nord con modesti telescopi o binocoli, eppure rimane un obiettivo per i maggiori osservatori e programmi di ricerca. Sia la sua prominenza visiva che la sua statura storica la rendono un obiettivo adatto per la Stella Variabile della Stagione di Settembre 2010.

RR Lyrae: la storia inizia

L’Harvard College era un alveare di attività stellare variabile alla fine del XIX secolo. Il direttore, Edward Charles Pickering, e il suo ampio staff di “computer” — donne che conducevano con cura molti dei tediosi calcoli o ricerche di lastre fotografiche all’osservatorio — pubblicarono dozzine di articoli e cataloghi che dettagliavano i loro sforzi nella cartografia stellare e nella fotometria, nelle ricerche di asteroidi e nella fotometria, e nelle stelle variabili. Uno di questi era un breve articolo nella Harvard Circular Number 29 (1898) che descriveva una semplice tecnica per lo studio delle variabili di breve periodo. In esso, Pickering descrive una tecnica per ottenere esposizioni fotografiche multiple di una stella in un breve lasso di tempo – una forma primitiva ma efficace di fotometria a serie temporale. Una lastra fotografica veniva alternativamente esposta e coperta a intervalli prestabiliti in un telescopio il cui allineamento e la cui velocità di inseguimento non erano precisamente allineati con il cielo. Il risultato è che si ottenevano esposizioni multiple di una data stella durante una serata di osservazione, e che i periodi per le stelle corte potevano essere ottenuti in modo più efficiente.

Un articolo di Pickering sull’Astrophysical Journal del 1901 fornisce una lista di sessantaquattro nuove variabili, una delle quali — una stella nella costellazione della Lira — fu trovata usando il metodo sopra descritto su una lastra del 13 luglio 1899. L’esame di questa lastra da parte di uno dei collaboratori di Pickering, Wilhelmina Fleming, ha rivelato una stella di corto periodo e alta ampiezza. La stella, con un intervallo di più di 3/4 di magnitudine e un periodo di poco più di mezza giornata, assomigliava chiaramente a quelle delle variabili dell’ammasso (scoperte anche dalla Fleming nella sua analisi delle lastre dell’indagine dell’ammasso di Solon Bailey nel 1893). Regolari osservazioni di questa “variabile a grappolo” più luminosa del campo iniziarono ad Harvard così come in altri importanti osservatori tra cui Lick e Mt. Wilson. La luminosità di RR Lyrae (tra la settima e l’ottava magnitudine) la rese abbastanza luminosa da poter essere osservata spettroscopicamente in modo tale che i cambiamenti nel suo spettro potessero essere tracciati durante il suo ciclo di variabilità. Questo ha permesso agli astronomi di misurare i cambiamenti di tipo spettrale, così come di rilevare la presenza di linee di emissione.

Nel suo esauriente articolo di revisione del 1916 su RR Lyrae, Harlow Shapley chiarì che l’ipotesi binaria per le variazioni delle “variabili Cefeidi” (con cui includeva le variabili dell’ammasso) non era coerente con le variazioni sia spettroscopiche che fotometriche; gli spettri suggerivano che le “orbite” di queste binarie avrebbero dovuto essere non fisicamente piccole, che la fotometria che mostrava variazioni nel tempo di salita al massimo richiedeva variazioni non fisiche negli ipotetici parametri orbitali. Shapley notò anche un fatto importante su RR Lyrae usando le osservazioni di Oliver Wendell di Harvard e le sue: i tempi di massimo e la forma della curva di luce di RR Lyrae varia in modo ciclico con un periodo di circa 40 giorni. Questo effetto, più tardi noto come Effetto Blazhko, ha continuato a fornire un rompicapo per gli astrofisici fino ai giorni nostri.

Anche se RR Lyrae non fu la prima “stella RR Lyrae” scoperta — sia le variabili dell’ammasso che le due stelle di campo U Lep e S Ara vennero prima — RR Lyrae è di gran lunga la più luminosa, e la sua luminosità la rese un facile obiettivo sia per i fotometristi che per gli spettroscopisti. Il nome variabile RR Lyrae divenne in seguito un titolo appropriato per questa importante classe di stelle.

La striscia di instabilità

Le RR Lyrae sono membri di una classe elitaria di variabili pulsanti note come pulsatori della striscia di instabilità. Queste stelle, tutte confinate in una stretta regione del diagramma di Hertzsprung-Russell, pulsano per lo stesso motivo: le pulsazioni sono guidate dalla radiazione che viene parzialmente bloccata dalla fuoriuscita della stella, e il conseguente aumento di pressione e temperatura le fa espandere. Quando la gravità le fa contrarre di nuovo, il ciclo si ripete. A causa delle proprietà fisiche delle stelle e degli interni stellari, solo le stelle con proprietà fisiche molto specifiche possono fare questo, e quelle che possono trovarsi su una stretta striscia diagonale del diagramma H-R che va dalle stelle calde, blu e deboli in basso a sinistra, alle stelle più fredde, più rosse e più luminose in alto a destra. Dove questa striscia interseca una popolazione comune di stelle all’interno del diagramma H-R è dove di solito si trovano i pulsatori. Dove interseca la sequenza delle nane bianche, si trovano le stelle ZZ Ceti (nana bianca DAV). Dove interseca la sequenza principale, si trovano le stelle delta Scuti. Dove interseca la sequenza post-sequenza principale, si trovano le variabili Cefeidi e le stelle W Virginis. E nelle popolazioni stellari a bassa metallicità, dove interseca il ramo orizzontale è dove si trovano le stelle RR Lyrae. Le RR Lyrae hanno luminosità intermedie tra quelle delle Cefeidi (più luminose) e le stelle delta Scuti (più deboli).

Le stelle RR Lyrae sono membri molto evoluti di popolazioni stellari a bassa metallicità. Si sono evolute attraverso la sequenza principale, hanno bruciato tutto l’idrogeno nei loro nuclei, e poi hanno fatto una rapida corsa sul ramo delle giganti rosse post sequenza principale e sono tornate sul ramo orizzontale — un breve periodo della vita di una stella di bassa metallicità in cui brucia elio nel suo nucleo e idrogeno in un guscio intorno al nucleo. Le stelle RR Lyrae sono subgiganti, più luminose del nostro Sole, ma meno luminose delle variabili Cefeidi. Gli ammassi globulari con rami orizzontali ben definiti possono a volte avere un numero significativo di stelle RR Lyrae al loro interno, un fatto che possiamo sfruttare molto bene qui sulla Terra.

Le variabili degli ammassi, l’universo e tutto quanto

Le stelle RR Lyrae sono astrofisicamente interessanti di per sé, ma ciò che le rende più interessanti è come possono essere utilizzate. Un’altra delle calcolatrici di Harvard, Henrietta Swan Leavitt, fu largamente responsabile della scoperta di un’altra peculiarità delle stelle sulla banda di instabilità. Leavitt studiò le variabili Cefeidi nella Piccola Nube di Magellano, misurando le loro magnitudini apparenti e i loro periodi di pulsazione. La Piccola Nube di Magellano era un obiettivo importante perché si supponeva (correttamente) che tutte le stelle della Nube fossero fisicamente associate e si trovassero approssimativamente alla stessa distanza dalla Terra. Nel 1912 Leavitt stabilì una chiara relazione tra la luminosità apparente di queste variabili Cefeidi nella SMC e i loro periodi di pulsazione: più luminosa era la stella, più lungo era il periodo. Inoltre, era una relazione molto stretta e ben definita. Si poteva stimare con molta precisione quanto fosse luminosa una Cefeide dato il suo periodo e viceversa.

La relazione PL per le Cefeidi nel SMC, che mostra la magnitudine sull’asse y contro il log(Periodo, giorni) sull’asse x. Da Leavitt e Pickering 1912 (Harvard Circular 173).

Questa fu una scoperta sorprendente per ciò che implica: (a) se la relazione periodo-luminosità è universale per tutte le stelle, e (b) se si può trovare un modo per calibrare la relazione usando Cefeidi di distanza nota, allora si possono usare Cefeidi e altri pulsatori a striscia di instabilità per misurare le distanze. Gli astronomi furono presto in grado di calibrare questa relazione usando stelle vicine con distanze note dalla parallasse, e confermarono effettivamente che la relazione tra periodo e luminosità era reale e universale. Questa relazione, conosciuta come relazione periodo-luminosità, è stata di fondamentale importanza per la nostra comprensione finale della natura e delle dimensioni della Via Lattea e delle dimensioni dell’Universo. Gli astronomi di Harvard Solon Bailey e Harlow Shapley furono i principali protagonisti dell’adozione e dell’uso delle variabili degli ammassi come indicatori di distanza. Shapley stesso partecipò al Grande Dibattito del 1920 tra lui e Heber Curtis sull’argomento delle dimensioni della Via Lattea e sulla natura delle “nebulose a spirale” (ora note per essere altre galassie come la nostra). Gran parte della discussione era incentrata sugli ammassi globulari – le loro distanze e la loro posizione all’interno della Via Lattea. Parti delle argomentazioni di Shapley si basavano sia sulla distribuzione degli ammassi globulari che sulle loro distanze da noi. Le variabili dell’ammasso — per lo più stelle RR Lyrae — sono state usate come “candele standard” per misurare le distanze dagli ammassi globulari, e così ci hanno fornito un primo assaggio delle vere dimensioni della Via Lattea.

Stelle RR Lyrae in Messier 3 (immagini e animazione copyright J. Hartmann, Harvard U., e K. Stanek, Ohio State U.)

La relazione tra il periodo di un pulsatore e la sua luminosità è nota come legge di Leavitt. È stata usata per misurare tutto, dalle distanze di Cefeidi, RR Lyrae e delta Scuti all’interno della Via Lattea, alla misurazione delle distanze di galassie distanti quasi 100 milioni di anni luce. È ancora oggi usato come strumento di misura nel cosmo, e ci sono costanti sforzi per capire meglio e raffinare questa relazione per tutte le singole classi di stelle sulla banda di instabilità.

Un mistero secolare: l’effetto Blazhko

Nel 1907 l’astronomo russo Sergei Blazhko notò per primo l’ampiezza modulante della curva di luce di pulsazione di RW Draconis. A differenza di altri pulsatori simili, la sua curva di luce non era regolare da un ciclo all’altro, ma cambiava sia in ampiezza che in forma in modo regolare e prevedibile. Questo effetto venne chiamato effetto Blazhko, e fu presto scoperto in molte altre stelle RR Lyrae ad alta ampiezza (quelle di tipo RRab). Il prototipo di classe RR Lyrae fu a sua volta scoperto essere una stella Blazhko da Harlow Shapley, con un periodo Blazhko (il tempo necessario per passare attraverso un ciclo di modulazione Blazhko) di circa 40 giorni. Così la più luminosa delle stelle RR Lyrae ha anche questa peculiarità nella pulsazione. Si potrebbe supporre che, dal momento che le stelle Blazhko sono note da così tanto tempo e comprendono il membro più luminoso della classe, l’effetto sarebbe ormai ben compreso, ma questo curioso fenomeno è rimasto misterioso fino ad oggi. Esistono diverse spiegazioni e recentemente sono stati fatti grandi progressi, ma una causa definitiva deve ancora essere dimostrata.

Quali sono alcune idee? Una delle prime ipotesi era che le stelle di Blazhko fossero pulsatori multimodali in cui la pulsazione principale – il modo fondamentale radiale – interagiva con uno o più modi deboli non radiali per creare il modello di battito delle modulazioni di ampiezza. Alcune raffinatezze aggiuntive a questo includevano l’aggiunta della rotazione, e un’interazione non lineare tra i modi di pulsazione. Un’altra possibilità era che ci fossero cicli magnetici all’interno di queste stelle simili in natura al ciclo magnetico solare di 11 anni, ma su una scala temporale più breve. Ulteriori raffinamenti a quella teoria includono l’idea che l’asse di rotazione della stella non sia allineato con i poli magnetici, che ci sia un’interazione con i campi magnetici e la convezione, o forse una combinazione di tutte queste cose. Il lavoro di Chadid et al suggerisce che i campi magnetici non sono probabilmente la causa dell’effetto Blazhko; lei e i suoi collaboratori hanno scoperto che RR Lyrae stessa non ha un forte campo magnetico (almeno sopra un limite di 80 Gauss), e quindi il suo effetto Blazhko deve essere dovuto a qualcos’altro. Tuttavia, nessuna teoria è stata provata oltre l’ombra di un dubbio.

Il fenomeno Blazhko rimane uno dei principali argomenti di ricerca per la comunità della variabilità stellare, e ci sono diverse strutture importanti (tra cui il satellite CoRoT mostrato qui) che passano il tempo osservando queste stelle. Dove è diretto il campo? In questo momento, ci sono due cose necessarie per fare buoni progressi: fotometria ad alta precisione e spettroscopia ad alta risoluzione in serie temporali. La fotometria di alta precisione aiuterà i ricercatori a misurare accuratamente la forma della curva di luce, e nelle stelle di Blazhko ogni piccolo urto e ondulazione può avere un significato. La fotometria a terra a livello di qualche millimetro di precisione viene ancora raccolta e utilizzata, ma la precisione micromagnetica e la copertura senza lacune offerta da satelliti come CoRoT e Kepler possono fornire nuovi importanti indizi. Infatti, Szabó et al. (2010) potrebbero aver trovato un indizio importante per l’effetto Blazhko usando osservazioni ultra-precise di Kepler di mezza dozzina di stelle. Essi suggeriscono che il “raddoppio del periodo” causato da una risonanza di due modi di pulsazione può essere responsabile. Il raddoppiamento del periodo, dove c’è una variazione apparente al doppio del periodo reale, si vede nelle stelle RV Tauri e (a volte) W Vir, anche se in quei casi produce un’irregolarità molto maggiore.

Anche i grandi telescopi a terra con spettrografi ad alta risoluzione sono rivolti verso queste stelle, in particolare RR Lyrae stessa. Come ha notato Geza Kovács nella sua recensione del 2009, “…un’accurata analisi delle serie temporali delle linee spettrali rivela ogni possibile componente non radiale e quindi permette di includere (o escludere) modi non radiali nella spiegazione del fenomeno Blazhko.” Perché questo? Una pulsazione non radiale significa che la stella non sta pulsando in simmetria sferica – diverse parti della superficie della stella si stanno muovendo dentro e fuori in tempi diversi, e la forma della superficie dipende dal tipo di modo che sta pulsando. Poiché le diverse parti della stella si muovono in direzioni diverse a velocità diverse, e questo può apparire in uno spettro della stella come asimmetrie nei profili delle linee di assorbimento. Una linea di assorbimento in un gas stazionario avrà un profilo di linea che è simile a una gaussiana — simmetrico, con un picco centrale. Ma se diverse parti della stella si muovono a velocità diverse rispetto alla nostra linea di vista, allora ogni particella di gas avrà il proprio profilo di linea spostata verso il rosso o il blu, risultando in un unico profilo di linea con onde e protuberanze. Queste caratteristiche possono anche spostarsi nella lunghezza d’onda se la stella sta ruotando. Un’attenta analisi dei cambiamenti nel profilo di linea con il tempo può rivelare la presenza di modi non radiali, o può eliminare la possibilità.

Come quelli di voi che fanno spettroscopia sanno, è molto più facile ottenere uno spettro di una stella luminosa, e più alta è la risoluzione dello spettro, più tempo ci vuole per ottenere un buon segnale-rumore. Questo è vero sia per uno spettrografo su un grande telescopio a terra che per quello sul C11 nel tuo cortile. Poiché RR Lyrae è la stella Blazhko più luminosa del gruppo, rimane un obiettivo importante per le osservazioni spettroscopiche e fotometriche della comunità di ricerca. In particolare, RR Lyrae è stata un obiettivo primario per il Progetto Blazhko dell’Università di Vienna, e la stella è stata un obiettivo per diversi programmi di osservazione in collaborazione di Horace Smith del Michigan, Katrien Kohlenberg di Vienna, e molti altri collaboratori.

RR Lyrae e l’AAVSO

Anche se non è formalmente una delle stelle bersaglio della Sezione dei Pulsatori di Breve Periodo dell’AAVSO (né del suo predecessore, l’AAVSO RR Lyrae Committee), l’AAVSO ha oltre 8500 osservazioni di RR Lyrae, circa la metà delle quali sono visuali, e l’altra metà sono da serie temporali CCD intensive di due osservatori. L’AAVSO ha piccoli tratti di osservazioni visuali, in genere una stagione da parte di un osservatore, tra il 1976 e il 1995 da cui possono essere derivati i tempi massimi visuali (TOM). A partire dal 1995, la comunità visuale dell’AAVSO ha iniziato ad osservare seriamente questa stella, e ci sono una serie di cicli da cui si possono ricavare i tempi massimi fino ai giorni nostri. I dati per RR Lyrae risalgono comunque a ben prima dell’archivio AAVSO; è possibile trovare alcuni di questi dati archiviati presso il database GEOS RR Lyrae.

Diagrammi di fase di RR Lyrae utilizzando i dati AAVSO: (sinistra) dati visuali, JD 2450200-2450400; (destra) dati in banda V, JD 2453941-2453992, dove i diversi colori rappresentano i diversi cicli.

La comunità di ricerca su RR Lyrae si è spostata dalle osservazioni visuali all’uso dei tempi CCD, poiché essi permettono una maggiore precisione di tempo e magnitudine e possono rivelare dettagli più fini nel comportamento dei tempi delle stelle RR Lyrae rispetto ai dati visuali. Mentre i complessi problemi dell’astrofisica di RR Lyrae richiedono osservazioni strumentali per i TOM e per l’analisi delle curve di luce, RR Lyrae rimane un piacevole obiettivo visivo con cambiamenti minuto per minuto a volte visibili durante il ramo ascendente della pulsazione.

Il team dell’AAVSO Sequence ha recentemente aggiornato e ampliato la sequenza; gli osservatori visuali dovrebbero utilizzare carte in scala B e osservare con uno strumento a largo campo come un binocolo o un telescopio a bassa potenza. Gli osservatori strumentali dovrebbero avere un certo numero di stelle di confronto tra cui scegliere all’interno del campo, ma confronti comparabili per luminosità alla stessa RR Lyrae (tra V=7.2 e 8.2) produrranno un segnale-rumore ottimale. Come per l’osservazione visuale, una camera a largo campo fornirà la più ampia gamma di stelle di confronto. Come sempre, incoraggiamo gli osservatori strumentali a ridurre, calibrare e trasformare completamente le loro osservazioni, comprese le correzioni della massa aerea e la trasformazione in un sistema standard. Questo renderà molto più facile combinare le vostre osservazioni con quelle di altri osservatori.

RR Lyrae è una gemma sottovalutata tra le stelle variabili negli archivi dell’AAVSO. Mentre ci sono molte stelle RR Lyrae attivamente perseguite dagli osservatori dell’AAVSO e dalla comunità di ricerca, RR Lyrae stessa rimane un obiettivo importante per gli astrofisici moderni. Più di un secolo dopo la sua scoperta, i segreti di questa luminosa variabile settentrionale devono ancora essere scoperti completamente. Tuttavia, c’è una reale speranza ed eccitazione all’interno della comunità astrofisica che i complessi problemi della variabilità di RR Lyrae e di altre stelle come lei possano finalmente cedere a maggiori e migliori dati osservativi più di un secolo dopo la sua scoperta. La nostra stella variabile della stagione, RR Lyrae, mostra la catena ininterrotta della scoperta e della comprensione che inizia più di 100 anni fa e si estende fino ai giorni nostri.

Per maggiori informazioni:

• Chadid, M., et al, 2004, “Nessuna prova di un forte campo magnetico nella stella Blazhko RR Lyrae”, Astronomia & Astrofisica 413, 1087
• Davis, Katherine, 2003, “XZ Cygni” (Stella variabile della stagione)
• Gay, Pamela, 2005, “AH Leo” (Stella variabile della stagione)
• Hartmann, J. e Stanek, K., 2004, “M3: Inconstant Star Cluster” (APOD del 12 ottobre 2004)
• 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”, Astronomia & Astrofisica 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, “Kepler svela il mistero dell’effetto Blazhko? Prima rilevazione di raddoppio del periodo in Kepler Blazhko RR Lyrae stelle”, MNRAS (in press)
• La sezione AAVSO Short Period Pulsators
• Il database GEOS RR Lyrae
• Il Progetto Blazhko all’Università di Vienna
• Plot chart di RR Lyrae con il Variable Star Plotter dell’AAVSO
• Risorse dell’AAVSO per gli osservatori di stelle variabili