RR Lyrae, 1 degree field, DSS I survey plate
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)
Our Variable Star of Season series returns with a long-negotiated astronomical gem.
Our 変光星が休止状態から、長らく放置された逸品を紹介します。 今回は、天文学上最も重要な変光星の一つである「こと座RR星」を取り上げます。 りゅうこつ座RR星とその名前を持つ脈動変光星は、20世紀の天体物理学に大きな影響を与えました。この重要な星がなければ、宇宙の大きさや性質に関する我々の理解ははるかに不完全なものになっていたことでしょう。 こと座RR星は、北半球の観測者であれば、小さな望遠鏡や双眼鏡で簡単に見ることができる変光星ですが、今でも主要な観測所や研究プログラムのターゲットになっています。
RR Lyrae: the story begins
Harvard Collegeは、19世紀後半、変光星の活動的な拠点となりました。 天文台長のエドワード・チャールズ・ピッカリングと彼の率いる「コンピューター」と呼ばれるスタッフが、天文台での面倒な計算や写真版の探索を丁寧に行い、恒星図や測光、小惑星の探索や測光、変光星に関する数多くの論文やカタログを発表しています。 そのうちのひとつが、Harvard Circular Number 29 (1898)に掲載された、短周期変光星の研究のための簡単なテクニックを説明する短い論文です。 この論文でピッカリングは、短時間に星の写真を何度も撮影する方法、つまり原始的だが効果的な時系列測光の方法を述べている。 アライメントや追尾速度が正確でない望遠鏡で、あらかじめ設定した間隔で写真版を露光し、覆いをする。
ピッカリングによる1901年のアストロフィジカル・ジャーナルの論文には、64個の新しい変数のリストがあり、そのうちの1つ、琴座の星は1899年7月13日のプレートで上記の方法を使って発見されたものです。 このプレートをピッカリングのスタッフの一人、ヴィルヘルミナ・フレミングが調べたところ、短周期で振幅の大きい星であることがわかった。 この星は、3/4等以上の幅と半日強の周期を持ち、明らかに星団変光星のものに似ていました(1893年のソロン・ベイリーによる星団調査のプレート分析で、フレミングも発見しています。)。 この最も明るい「星団変数」は、ハーバード大学だけでなく、リックやウィルソン山などの主要な天文台でも定期的な観測が開始された。 7〜8等星という明るさは、分光観測を行うのに十分な明るさであり、変動の周期を通じてスペクトルの変化を追跡することができます。 このため、スペクトル型の変化や輝線の存在が観測されました。
ハーロウ・シャプレーは、1916年のRR Lyraeのレビュー論文で、「ケフェイド変数」（彼は星団変数も含めて）の変動に対する連星仮説が、分光学的、測光的変動の両方と矛盾していることを明らかにしました。 また、シャプレーは、ハーバード大学のオリバー・ウェンデルの観測と自分の観測から、こと座RR星について重要な事実を指摘しました。それは、こと座R星の光度曲線が最大となる時間や形状が、約40日の周期で周期的に変化していることです。 この効果は、後にBlazhko効果と呼ばれ、今日まで天体物理学者を悩ませ続けてきました。 3298>
The Instability Strip
RR Lyraeは、不安定帯脈動星と呼ばれる脈動変光星のエリート集団の一員なのです。 これらの星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図上の狭い領域に限られていますが、同じ理由で脈動しています。脈動は、星から出る放射が部分的に遮られ、その結果圧力と温度が上昇して星が膨張することによって起こります。 そして、重力によって再び収縮し、このサイクルが繰り返される。 星と星の内部の物理的性質のため、このようなことができるのは、非常に特殊な物理的性質を持つ星だけで、H-R図の左下の高温で青く暗い星から、右上の低温で赤く明るい星までの狭い対角線上に位置している。 この帯がH-R図上の共通の星の集団と交差しているところが、通常パルセータを見つけることができる場所です。 白色矮星列と交差するところでは、「ゼット星団」（DAV白色矮星）が見られます。 主系列星と交差するところには、スクーティ座δ星があります。 主系列と交差する場所には、ケフェイド変光星やWバージニス星があります。 そして、低金属度の恒星集団では、水平ブランチと交差するところにRR Lyrae星があります。 このRR Lyrae星は、ケフェイド星とデルタ・スクーティ星の中間の明るさを持つ星で、低質量星集団の中で非常に進化した星です。 主系列星を経て進化し、コアの水素をすべて燃やし、主系列星後の赤色巨星分枝を一気に駆け上がり、水平分枝（低金属度星がコアのヘリウムとコアの周りのシェルで水素を燃やす短い期間）に戻ってきたのだそうです。 RR Lyrae星は、太陽よりも明るく、ケフェウス座変光星よりも明るくない亜系星である。
Cluster variables, the Universe, and Everything
RR Lyrae stars are astrophysically interesting in itself right but what makes them most interesting is how they use is the RR Lyrae. ハーバード大学のコンピューターのもう一人、ヘンリエッタ・スワン・リービットは、不安定帯の星のもう一つの特異性を発見することに大きく貢献した。 リービットは小マゼラン雲のケフェイド変光星を研究し、その見かけの光度や脈動周期を測定した。 小マゼラン星雲は、地球からほぼ同じ距離にある星々がすべて物理的に結び付いていると考えられていたため、重要な研究対象だったのです。 1912年、リービットは小マゼラン雲のケフェウス座変光星の明るさと脈動周期の間に、明るい星ほど周期が長いという明確な関係を確立しました。 しかも、この関係は非常に厳密で、よく定義されていました。
SMCのケフェウス座のPL関係で、Y軸に光度、X軸にlog（周期、日）をとっています。 Leavitt and Pickering 1912 (Harvard Circular 173)より。
これは驚くべき発見で、それが意味するところは次のとおりです。 (a)周期と光度の関係がすべての星に普遍的で、(b)距離がわかっているケフェウス座を使ってその関係を校正する方法があれば、ケフェウス座や他の不安定帯パルセータを使って距離を測定することができるのです。 天文学者はすぐに、視差によって距離がわかっている近くの星を使ってこの関係を較正することができ、周期と光度の関係が実在し、普遍的であることを確かに確認したのである。 この関係は、周期と光度の関係として知られ、天の川の性質や大きさ、宇宙の大きさを理解する上で極めて重要であった。 ハーバード大学の天文学者であるソロン・ベイリーとハーロウ・シャプレーは、星団変数を距離の指標として採用し、利用するための主要な人物でした。 シャプレーは、天の川の大きさと「渦巻き星雲」（現在は我々の銀河系のような他の銀河であることが知られている）の性質について、1920年にヘーバー・カーチスと行った大論争に自らも参加していたのです。 議論の中心は球状星団で、その距離や位置は天の川銀河の中にある。 シャプレーの議論の一部は、球状星団の分布と我々からの距離の両方にかかっていた。
Messier 3 の RR Lyrae 星 (画像と動画の著作権は J. Hartmann, Harvard U., Japan), K. Stanek, Ohio State U.）
パルセータの周期と光度の関係は、リービットの法則として知られています。 天の川銀河のケフェウス座、RR Lyrae、delta Scutiなどの距離測定から、1億光年近く離れた銀河の距離測定まで、あらゆる測定に利用されています。
A Century-old mystery: Blazhko effect
1907年にロシアの天文学者Sergei Blazhkoが、RW Draconisの脈動光曲線の振幅が変化していることに初めて気づきました。 他の同様のパルセータとは異なり、その光度曲線は周期ごとに規則的ではなく、規則的かつ予測可能な方法で振幅と形状の両方を変化させていたのです。 この効果は「ブレイシュコ効果」と呼ばれ、やがて他の多くの高振幅のRR Lyrae星（RRab型）でも発見されるようになりました。 原型となったRR Lyrae星は、ハーロウ・シャプレーによって、ブレイシュコ周期（ブレイシュコ変調の1周期にかかる時間）が約40日のブレイシュコ星であることが見いだされたのです。 このように、RR Lyrae星の中で最も明るい星も、このような特異な脈動を持っているのです。 しかし、この不思議な現象は、現在でも謎のままです。 いろいろな説があり、ごく最近になって大きな進展がありましたが、決定的な原因はまだ証明されていません
どのような考えがあるのでしょうか。 初期の仮説の一つは、Blazhko星がマルチモードパルセータで、主脈動である半径方向の基本モードが、一つまたは複数の弱い非半径モードと相互作用して振幅変調の拍動パターンを作り出している、というものでした。 さらに、これに回転を加えたり、パルセーションモード間の非線形相互作用を加えたりすることで、さらに洗練されたものになりました。 もうひとつの可能性は、これらの星には11年の太陽磁気サイクルに似た磁気サイクルが存在するが、より短い時間スケールであるというものでした。 この説をさらに洗練させると、星の回転軸が磁極と一致していない、磁場と対流との相互作用がある、あるいは、これらすべての組み合わせが考えられるようになります。 Chadidらの研究は、磁場がBlazhko効果の原因ではないことを示唆しています。彼女とその共同研究者たちは、RR Lyrae自体が強い磁場を持たないこと（少なくとも80ガウス以上の限界）を見出し、Blazhko効果は他の何かによるものであることを明らかにしたのです。 しかし、まだ1つの説が完全に証明されたわけではありません。
ブラジコ現象は、恒星変光星の研究者にとって大きなテーマで、ここに示したCoRoT衛星を含むいくつかの大きな施設が、これらの恒星の観測に時間をかけています。 この分野はどこに向かっているのでしょうか？ 高精度測光と高分解能の時系列分光観測です。 高精度な測光は、光度曲線の形状を正確に測定するのに役立ちますし、Blazhko星では小さな凹凸も重要な意味を持ちます。 地上での測光は、数ミリメートルの精度で行われていますが、CoRoTやケプラーのような衛星が提供するマイクロメートル単位の精度と隙間のない観測範囲は、それ自体が重要な新しい手がかりを与えてくれるかもしれないのです。 実際、Szabó et al. (2010)は、ケプラーによる6個の星の超高精度観測から、Blazhko効果の重要な手がかりを見つけたかもしれません。 彼らは、2つのパルセーションモードの共鳴による「周期倍増」が原因である可能性を示唆しています。 周期倍増は、実際の周期の2倍で見かけ上変化するもので、RVタウリ星や（時には）Wウイルス星でも見られますが、それらの場合はもっと大きな不規則性を生じます。 Geza Kovácsが2009年のレビューで述べたように、”…正確な時系列のスペクトル線分析が、あらゆる可能な非ラジアル成分を明らかにし、それによってBlazhko現象を説明する上で非ラジアルモードを含む（あるいは除く）ことができる。”のです。 これはなぜなのでしょうか？ 非放射状脈動とは、星が球面対称に脈動していないことを意味します。つまり、星の表面のさまざまな部分が異なる時間に動き、表面の形は脈動しているモードの種類に依存するのです。 星のさまざまな部分が異なる速度で異なる方向に動いているので、星のスペクトルには吸収線のプロファイルの非対称性として現れることがあります。 静止したガスの吸収線は、ガウシアンに似た線型をしていて、対称的で、中心に一つのピークがあります。 しかし、星のさまざまな部分が私たちの視線に対して異なる速度で動いている場合、ガスの区画ごとに赤または青にシフトした線プロファイルが生じ、波や凸凹のある単一の線プロファイルとなります。 また、星が回転している場合、これらの特徴は波長方向に移動する可能性があります。 このような線形の時間変化を注意深く解析することで、非ラジアルモードが存在することがわかるかもしれませんし、その可能性を排除できるかもしれません。
分光をやっている人は知っていると思いますが、明るい星のスペクトルを得るのはずっと簡単で、スペクトルの解像度が高くなればなるほど、良いS/Nを得るのに時間がかかるようになるのです。 これは、地上にある大きな望遠鏡の分光器でも、裏庭にあるC11の分光器でも同じことです。 Lyrae星はBlazhko星の中で最も明るい星なので、分光観測と測光観測の両方において、研究者にとって重要なターゲットであり続けています。 特に、RR Lyrae はウィーン大学の Blazhko Project の主要なターゲットであり、ミシガン大学の Horace Smith やウィーンの Katrien Kohlenberg、その他多くの共同研究者がこの星をターゲットとして観測を行っています。
RR Lyrae and the AAVSO
AAVSOの短周期パルセータ部門（その前身であるAAVSO RR Lyrae Committee）の正式な対象星ではありませんが、RR Lyraeの8500以上の観測データがあり、そのうち約半数は眼視で、残りの半分は2人の観測者によるCCDによる連続した集中的な観測データによるものです。 AAVSOは1976年から1995年にかけて、1人の観測者による1シーズンのわずかな目視観測を行い、そこから目視による最大時刻 (TOM) を導き出しています。 1995年以降、AAVSOの眼視コミュニティはこの星を本格的に観測し始め、現在に至るまでTOMを導き出すことができるいくつかの周期がある。 しかし、RR LyraeのデータはAAVSOのアーカイブよりかなり以前に遡ります。これらのデータの一部は、GEOS RR Lyraeデータベースでアーカイブされています。 (左)目視データ、JD2450200-2450400、(右)Vバンドデータ、JD2453941-2453992、色の違いは異なる周期。
RRこと座の研究コミュニティは、時間や等級の精度が高く、目視データよりもRRこと座の星のタイミングの振る舞いをより詳細に明らかにできることから、CCDタイミングによる観測へと移行しています。 RR Lyrae の天体物理学の複雑な問題には、TOM や光度曲線解析のための機器観測が必要ですが、RR Lyrae は、パルスの上昇分枝に時々見える分単位の変化が楽しい眼視ターゲットであることに変わりはありません。
AAVSOシーケンスチームは、最近シーケンスを更新・拡張しました。目視観測ではBスケールチャートを使い、双眼鏡や低倍率の望遠鏡など広視野の装置で観測してください。 機器観測では、フィールド内に比較する星をいくつか用意しておく必要がありますが、RR Lyrae自身と同程度の明るさ（V=7.2〜8.2）のものを選ぶと、S/Nが最適になります。 目視観測と同様、広視野のカメラを用いると、比較する星の幅が広がります。 いつものように、装置観測者は、エアマス補正や標準星系への変換を含めて、観測データを十分に減光・校正・変換することをお勧めします。 3298>
RR LyraeはAAVSOのアーカイブにある変光星の中では、控えめな宝石と言えます。 AAVSOの観測者や研究者によって活発に研究されている多くのRR Lyrae星がある一方で、RR Lyrae星そのものは現代の天体物理学者にとって重要な目標であり続けています。 発見から1世紀以上経った今でも、この明るい北変光星の秘密はまだ完全に解明されていません。 しかし天体物理学の分野では、このような複雑な問題を抱える「こと座RR星」や他の星が、発見から100年以上たった今、より良い観測データによってようやく解明されつつあることに、大きな希望と興奮を覚えているのです。 今シーズンの変光星、RR Lyraeは、100年以上前に始まり、現在に至るまで、発見と理解の連鎖が途絶えることがないことを示しています。 2004, “No evidence of a strong magnetic field in the Blazhko star RR Lyrae”, Astronomy & Astrophysics 413, 1087
Kolenberg, K., Inc, et al., 2006, “The Blazhko effect of RR Lyrae in 2003-2004”, Astronomy & Astrophysics 459, 577