RR Lyrae

RR Lyrae, 1 graad veld, DSS I overzichtsplaat
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

Onze Veranderlijke Ster van het Seizoen-serie keert terug van een onderbreking met een lang verwaarloosd astronomisch juweeltje: RR Lyrae, het prototype van een van de belangrijkste klassen veranderlijke sterren in de astronomie. RR Lyrae en de klasse van pulserende veranderlijke sterren die zijn naam draagt, hebben een grote invloed gehad op de astrofysica van de 20e eeuw, en het is waarschijnlijk dat ons begrip van zowel de omvang als de aard van ons heelal veel onvollediger zou zijn zonder deze belangrijke sterren. RR Lyrae zelf is een variabele die voor de meeste noordelijke waarnemers met een bescheiden telescoop of verrekijker gemakkelijk te zien is, en toch blijft hij een doelwit voor grote observatoria en onderzoeksprogramma’s. Zowel zijn visuele prominentie als zijn historische status maken hem tot een passend doelwit voor de Veranderlijke Ster van het Seizoen 2010.

RR Lyrae: het verhaal begint

Harvard College was aan het eind van de 19e eeuw een broedplaats van veranderlijke sterrenactiviteit. De directeur, Edward Charles Pickering, en zijn uitgebreide staf van “computers” – vrouwen die zorgvuldig veel van de vervelende berekeningen of het doorzoeken van fotografische platen in het observatorium uitvoerden – brachten tientallen papers en catalogi uit waarin hun inspanningen op het gebied van stellaire cartografie en fotometrie, het zoeken naar asteroïden en fotometrie, en veranderlijke sterren werden beschreven. Een daarvan was een kort artikel in Harvard Circular Number 29 (1898) waarin een eenvoudige techniek werd beschreven voor de studie van variabelen met een korte periode. Daarin beschrijft Pickering een techniek om in korte tijd meerdere fotografische opnamen van een ster te maken – een primitieve maar effectieve vorm van tijdreeks-fotometrie. Een fotografische plaat werd afwisselend belicht en afgedekt met vooraf vastgestelde tussenpozen in een telescoop waarvan de uitlijning en de volgsnelheid niet precies waren uitgelijnd met de hemel. Het resultaat is dat meerdere belichtingen van een bepaalde ster werden verkregen tijdens een avond observeren, en dat de perioden voor korte sterren efficiënter konden worden verkregen.

Een artikel van Pickering uit 1901 in Astrophysical Journal geeft een lijst van vierenzestig nieuwe variabelen, waarvan er één — een ster in het sterrenbeeld Lyra — werd gevonden met behulp van de bovenstaande methode op een plaat van 13 juli 1899. Onderzoek van deze plaat door een van Pickering’s medewerkers, Wilhelmina Fleming, onthulde een ster met een korte periode en een hoge amplitude. De ster, met een bereik van meer dan 3/4 van een magnitude en een periode van iets meer dan een halve dag, leek duidelijk op die van de clustervariabelen (ook ontdekt door Fleming in haar analyse van platen van Solon Bailey’s clusteronderzoek in 1893). Regelmatige waarnemingen van deze helderste “clustervariabele” van het veld begonnen in Harvard en ook in andere grote observatoria waaronder Lick en Mt. Wilson. De helderheid van RR Lyrae (tussen 7e en 8e magnitude) maakte hem helder genoeg om spectroscopisch waar te nemen, zodat de veranderingen in zijn spectrum gedurende zijn veranderlijkheidscyclus konden worden getraceerd. Dit stelde astronomen in staat om veranderingen in spectraaltype te meten, alsmede de aanwezigheid van emissielijnen te detecteren.

In zijn uitgebreide overzichtsartikel over RR Lyrae uit 1916 maakte Harlow Shapley duidelijk dat de binaire hypothese voor variaties in de “cepheïden” (waartoe hij ook de clustervariabelen rekende) niet consistent was met zowel de spectroscopische als de fotometrische variaties; spectra suggereerden dat de “banen” van deze binaire sterrenstelsels onfysisch klein zouden moeten zijn, en fotometrie die variaties in de stijgtijd tot het maximum liet zien, vereiste onfysische variaties in de hypothetische baanparameters. Shapley merkte ook een belangrijk feit over RR Lyrae op aan de hand van de waarnemingen van Harvard’s Oliver Wendell en die van hemzelf: de tijdstippen van maximum en de vorm van de lichtkromme van RR Lyrae varieert op een cyclische manier met een periode van ongeveer 40 dagen. Dit effect, dat later bekend werd als het Blazhko Effect, is tot op de dag van vandaag een raadsel voor astrofysici.

Hoewel RR Lyrae niet de eerste “RR Lyrae ster” was die ontdekt werd — zowel de clustervariabelen als de twee veldsterren U Lep en S Ara kwamen eerst — is RR Lyrae verreweg de helderste, en zijn helderheid maakte hem tot een gemakkelijk doelwit voor zowel fotometristen als spectroscopisten. De naam RR Lyrae variabele werd vervolgens een passende titel voor deze belangrijke klasse van sterren.

De instabiliteitsstrook

De RR Lyrae behoren tot een eliteklasse van pulserende variabelen die bekend staan als instabiliteitsstrookpulsatoren. Deze sterren, die allemaal beperkt zijn tot een smalle regio van het Hertzsprung-Russell-diagram, pulseren om dezelfde reden: pulsaties worden aangedreven door straling die gedeeltelijk wordt geblokkeerd bij het ontsnappen van de ster, en de resulterende toename in druk en temperatuur doet hen uitzetten. Wanneer de zwaartekracht ze weer doet samentrekken, herhaalt de cyclus zich. Vanwege de fysische eigenschappen van sterren en stellaire interieurs kunnen alleen sterren met zeer specifieke fysische eigenschappen dit doen, en de sterren die dit kunnen doen liggen op een smalle diagonale strook van het H-R-diagram die loopt van hete, blauwe en zwakke sterren linksonder, naar koelere, rodere en helderdere sterren rechtsboven. Waar deze strook een gemeenschappelijke populatie van sterren in het H-R-diagram snijdt, vind je meestal pulsatoren. Waar hij de witte dwergreeks snijdt, vind je de ZZ Ceti (DAV witte dwerg) sterren. Waar hij de hoofdreeks snijdt, vind je de delta Scuti-sterren. Waar hij de post-hoofdreeks snijdt, vind je de cepheïden en de W Virginis-sterren. En in stellaire populaties met een lage metalliciteit, waar hij de horizontale tak snijdt, vind je de RR Lyrae-sterren. De RR Lyrae sterren hebben een lichtkracht die ligt tussen die van de (helderdere) Cepheïden en de (zwakkere) delta Scuti sterren.

De RR Lyrae sterren zijn zeer geëvolueerde leden van stellaire populaties met een lagere metalliciteit. Ze zijn door de hoofdreeks geëvolueerd, hebben alle waterstof in hun kern opgebrand, zijn daarna snel naar de rode-reuzentak na de hoofdreeks gegaan en zijn weer teruggekeerd naar de horizontale tak – een korte periode in het leven van een ster met een lage metalliciteit waarin helium in de kern wordt verbrand en waterstof in een schil rond de kern. RR Lyrae sterren zijn subreuzen, helderder dan onze zon, maar minder helder dan de cepheïden. Bolvormige sterrenhopen met goed gedefinieerde horizontale vertakkingen bevatten soms aanzienlijke aantallen RR Lyrae-sterren, een gegeven dat we hier op aarde heel goed kunnen gebruiken.

Clustervariabelen, het heelal en alles

RR Lyrae-sterren zijn op zichzelf al astrofysisch interessant, maar wat ze het interessantst maakt, is hoe ze kunnen worden gebruikt. Een andere Harvard-computer, Henrietta Swan Leavitt, was grotendeels verantwoordelijk voor de ontdekking van een andere eigenaardigheid van sterren op de instabiliteitsstrook. Leavitt bestudeerde de cepheïden in de Kleine Magelhaense Wolk en mat hun schijnbare magnituden en hun pulsatieperioden. De kleine magelhaense wolk was een belangrijk doelwit omdat (terecht) werd aangenomen dat alle sterren in de wolk fysisch met elkaar verbonden waren en zich op ongeveer dezelfde afstand van de aarde bevonden. In 1912 legde Leavitt een duidelijk verband tussen de schijnbare helderheid van deze cepheïden in de SMC en hun pulsatieperiode — hoe helderder de ster, hoe langer de periode. Bovendien was het een zeer nauw en goed gedefinieerd verband. Je kon met grote nauwkeurigheid schatten hoe helder een cepheïde zou zijn gegeven zijn periode en vice versa.

De PL-relatie voor cepheïden in het SMC, met magnitude op de y-as versus log(periode, dagen) op de x-as. Uit Leavitt en Pickering 1912 (Harvard Circular 173).

Dit was een verbazingwekkende ontdekking vanwege wat het impliceert: (a) als de periode-lichtkracht relatie universeel is voor alle sterren, en (b) als je een manier kunt vinden om de relatie te ijken met behulp van cepheïden van bekende afstand, dan kun je cepheïden en andere instabiliteitsstrip pulsatoren gebruiken om afstanden te meten. Astronomen waren al snel in staat om deze relatie te ijken met behulp van nabije sterren waarvan de afstanden bekend waren door parallax, en zij bevestigden inderdaad dat de relatie tussen periode en lichtkracht echt en universeel was. Deze relatie, die bekend staat als de periode-lichtkrachtrelatie, was van cruciaal belang voor ons uiteindelijke begrip van de aard en omvang van de Melkweg en van de omvang van het heelal. De Harvard astronomen Solon Bailey en Harlow Shapley waren belangrijke spelers achter de invoering en het gebruik van de clustervariabelen als afstandsindicatoren. Shapley nam zelf deel aan het Grote Debat van 1920 tussen hemzelf en Heber Curtis over de grootte van de Melkweg en de aard van “spiraalnevels” (waarvan nu bekend is dat het andere melkwegstelsels zijn zoals het onze). Een groot deel van het debat ging over de bolvormige sterrenhopen — hun afstanden en locatie binnen de Melkweg. Delen van Shapley’s argumenten waren gebaseerd op zowel de verdeling van de bolvormige sterrenhopen, als hun afstanden tot ons. De variabelen van de sterrenhopen – voornamelijk RR Lyrae sterren – werden gebruikt als “standaardkaarsen” om de afstanden tot de sterrenhopen te meten, en zo kregen we voor het eerst een idee van de ware omvang van de Melkweg.

RR Lyrae sterren in Messier 3 (afbeeldingen en animatie copyright J. Hartmann, Harvard U., en K. Stanek, Ohio State U.)

De relatie tussen de periode van een pulsator en zijn helderheid staat bekend als de Wet van Leavitt. Deze wet is gebruikt om van alles te meten, van de afstanden tot cepheïden, RR Lyrae en delta Scuti in de Melkweg, tot de afstanden tot melkwegstelsels op bijna 100 miljoen lichtjaar afstand. Het wordt vandaag de dag nog steeds gebruikt als meetinstrument in de kosmos, en er wordt voortdurend geprobeerd om deze relatie beter te begrijpen en te verfijnen voor alle afzonderlijke klassen van sterren op de instabiliteitsstrook.

Eeuwenoud mysterie: het Blazhko effect

In 1907 merkte de Russische astronoom Sergei Blazhko voor het eerst de modulerende amplitude van de pulsatielichtkromme van RW Draconis op. In tegenstelling tot andere soortgelijke pulsatoren was zijn lichtkromme niet regelmatig van cyclus tot cyclus, maar veranderde zowel in amplitude als in vorm op een regelmatige en voorspelbare manier. Dit effect werd het Blazhko effect genoemd, en werd al snel ontdekt bij veel andere RR Lyrae sterren met hoge amplitude (die van het type RRab). Het klasse-prototype RR Lyrae werd door Harlow Shapley zelf een Blazhko ster genoemd, met een Blazhko periode (de tijd die nodig is om één Blazhko modulatiecyclus te doorlopen) van ongeveer 40 dagen. De helderste van de RR Lyrae sterren heeft dus ook deze eigenaardigheid in pulsatie. Omdat de Blazhko sterren al zo lang bekend zijn en het helderste lid van de klasse zijn, zou men kunnen veronderstellen dat het effect nu wel begrepen zou zijn, maar dit merkwaardige verschijnsel is tot op de dag van vandaag mysterieus gebleven. Er bestaan een aantal verklaringen en zeer onlangs is grote vooruitgang geboekt, maar een definitieve oorzaak is nog niet bewezen.

Wat zijn enkele ideeën? Een van de eerste hypotheses was dat de Blazhko sterren multimode pulsatoren waren waarin de hoofdpulsatie – de radiale fundamentele modus – interageerde met een of meer zwakke niet-radiale modi om het kloppende patroon van de amplitudemodulaties te creëren. Enkele aanvullende verfijningen hierop waren de toevoeging van rotatie, en een niet-lineaire interactie tussen de pulsatiewijzen. Een andere mogelijkheid was dat er in deze sterren magnetische cycli voorkomen die vergelijkbaar zijn met de 11-jarige magnetische zonnecyclus, maar op een kortere tijdschaal. Verdere verfijningen van die theorie omvatten het idee dat de rotatie-as van de ster niet is uitgelijnd met de magnetische polen, dat er een wisselwerking is met magnetische velden en convectie, of misschien een combinatie van al deze. Het werk van Chadid et al. suggereert dat magnetische velden waarschijnlijk niet de oorzaak zijn van het Blazhko effect; zij en haar medewerkers ontdekten dat RR Lyrae zelf geen sterk magnetisch veld heeft (tenminste niet boven een limiet van 80 Gauss), en dat het Blazhko effect dus aan iets anders te wijten moet zijn. Geen enkele theorie is echter onomstotelijk bewezen.

Het Blazhko-fenomeen blijft een belangrijk onderwerp van onderzoek voor de stellaire variabiliteitsgemeenschap, en er zijn verschillende grote faciliteiten (waaronder de hier afgebeelde CoRoT-satelliet) die tijd besteden aan het waarnemen van deze sterren. Waar gaat het heen met het veld? Op dit moment zijn er twee dingen nodig om goede vooruitgang te boeken: zeer nauwkeurige fotometrie en spectroscopie met hoge resolutie en tijdreeksen. De zeer nauwkeurige fotometrie zal onderzoekers helpen om de vorm van de lichtkromme nauwkeurig te meten, en bij Blazhko-sterren kan elke kleine hobbel en wiebel van betekenis zijn. Fotometrie op de grond met een nauwkeurigheid van enkele millimagnitudes wordt nog steeds verzameld en gebruikt, maar de micromagnitude-precisie en dekking zonder gaten die satellieten als CoRoT en Kepler bieden, kunnen zelf belangrijke nieuwe aanwijzingen geven. Szabó et al. (2010) hebben inderdaad een belangrijke aanwijzing gevonden voor het Blazhko effect door gebruik te maken van ultra-precieze Kepler waarnemingen van een half dozijn sterren. Zij suggereren dat “periodeverdubbeling”, veroorzaakt door een resonantie van twee pulsatiemodes, hiervoor verantwoordelijk kan zijn. Periodeverdubbeling, waarbij er een schijnbare variatie is van tweemaal de werkelijke periode, wordt waargenomen bij RV Tauri en (soms) W Vir sterren, hoewel het in die gevallen een veel grotere onregelmatigheid oplevert.

Ook grote aardse telescopen met spectrografen met hoge resolutie worden op deze sterren gericht, met name op RR Lyrae zelf. Zoals Geza Kovács in zijn bespreking in 2009 opmerkte, “…nauwkeurige spectrale lijnanalyses van tijdreeksen onthullen alle mogelijke niet-radiale componenten en laten zo toe niet-radiale modi op te nemen (of uit te sluiten) in de verklaring van het Blazhko-fenomeen.” Waarom is dit? Een niet-radiale pulsatie betekent dat de ster niet in sferische symmetrie pulseert — verschillende delen van het steroppervlak bewegen op verschillende tijdstippen in en uit, en de vorm van het oppervlak hangt af van het type modus dat pulseert. Aangezien verschillende delen van de ster met verschillende snelheden in verschillende richtingen bewegen, kan dit in een spectrum van de ster te zien zijn als asymmetrieën in absorptielijnprofielen. Een absorptielijn in een stationair gas zal een lijnprofiel hebben dat lijkt op een Gaussiaan — symmetrisch, met één centrale piek. Maar als verschillende delen van de ster met verschillende snelheden bewegen ten opzichte van onze gezichtslijn, dan zal elk stukje gas zijn eigen rood- of blauwverschoven lijnprofiel hebben, wat resulteert in een enkel lijnprofiel met golven en hobbels. Als de ster roteert, kunnen deze kenmerken ook in golflengte verschuiven. Zorgvuldige analyse van de veranderingen in het lijnprofiel met de tijd kan de aanwezigheid van niet-radiale golven aantonen, maar het kan ook de mogelijkheid uitsluiten.

Zoals jullie weten bij spectroscopie, is het veel gemakkelijker om een spectrum van een heldere ster te verkrijgen, en hoe hoger de resolutie van het spectrum, hoe langer het duurt om een goed signaal-ruisverhouding te krijgen. Dat geldt net zo goed voor een spectrograaf op een grote telescoop op de grond als voor die op de C11 in je achtertuin. Aangezien RR Lyrae de helderste Blazhko ster van het stel is, blijft het een belangrijk doelwit voor zowel spectroscopische als fotometrische waarnemingen door de onderzoeksgemeenschap. RR Lyrae was met name een primair doelwit voor het Blazhko Project van de Universiteit van Wenen, en de ster is een doelwit geweest voor verscheidene gezamenlijke waarnemingsprogramma’s van Horace Smith uit Michigan, Katrien Kohlenberg uit Wenen, en vele andere medewerkers.

RR Lyrae en de AAVSO

Hoewel RR Lyrae formeel niet een van de doelsterren is van de AAVSO’s Short Period Pulsators Section (noch van haar voorganger, het AAVSO RR Lyrae Committee), heeft de AAVSO meer dan 8500 waarnemingen van RR Lyrae, waarvan ongeveer de helft visueel zijn, en de andere helft uit intensieve CCD tijdreeksen van twee waarnemers. De AAVSO heeft kleine reeksen visuele waarnemingen, meestal één seizoen door één waarnemer, tussen 1976 en 1995, waaruit visuele tijden van het maximum (TOMs) kunnen worden afgeleid. Vanaf 1995 begon de visuele gemeenschap van de AAVSO deze ster serieus te observeren, en er zijn een aantal cycli waaruit TOM’s kunnen worden afgeleid, tot en met de dag van vandaag. Gegevens voor RR Lyrae dateren echter van ver voor het AAVSO-archief; een aantal van deze gegevens is te vinden in de GEOS RR Lyrae database.

Fasendiagrammen van RR Lyrae met behulp van AAVSO-gegevens: (links) Visuele gegevens, JD 2450200-2450400; (rechts) V-band gegevens, JD 2453941-2453992, waarbij de verschillende kleuren verschillende cycli zijn.

De RR Lyrae-onderzoeksgemeenschap is verschoven van visuele waarnemingen naar het gebruik van CCD-timings, omdat deze een hogere tijd- en magnitudeprecisie mogelijk maken en fijnere details in het gedrag van RR Lyrae-sterrentimings kunnen onthullen dan visuele gegevens. Hoewel de complexe problemen van de RR Lyrae-astrofysica instrumentele waarnemingen vereisen voor TOMs en voor lichtkromme-analyse, blijft RR Lyrae een plezierig visueel doelwit met veranderingen van minuut tot minuut die soms zichtbaar zijn tijdens de opgaande tak van de pulsatie.

Het AAVSO Sequence team heeft de sequentie onlangs geactualiseerd en uitgebreid; visuele waarnemers moeten B-kaarten gebruiken en waarnemen met een breed-veld instrument zoals een verrekijker of een laag-vermogen telescoop. Instrumentele waarnemers moeten kunnen kiezen uit een aantal vergelijkingssterren in het veld, maar vergelijkingen met een helderheid vergelijkbaar met RR Lyrae zelf (tussen V=7,2 en 8,2) geven een optimale signaal-ruisverhouding. Net als bij visuele waarnemingen biedt een breedveldcamera het grootste scala aan vergelijkingssterren. Zoals altijd moedigen we instrumentele waarnemers aan om hun waarnemingen volledig te reduceren, te kalibreren en te transformeren, inclusief luchtmassacorrecties en transformatie naar een standaardsysteem. Dit maakt het veel gemakkelijker om uw waarnemingen te combineren met die van andere waarnemers.

RR Lyrae is een onderschat juweeltje onder de veranderlijke sterren in de AAVSO-archieven. Hoewel er veel RR Lyrae sterren zijn die actief worden gevolgd door AAVSO waarnemers en de onderzoeksgemeenschap, blijft RR Lyrae zelf een belangrijk doelwit voor moderne astrofysici. Meer dan een eeuw na zijn ontdekking zijn de geheimen van deze heldere noordelijke variabele nog steeds niet volledig ontsluierd. Er heerst echter hoop en opwinding binnen de astrofysische gemeenschap dat de complexe problemen van de veranderlijkheid van RR Lyrae en andere sterren zoals RR Lyrae, meer dan een eeuw na de ontdekking ervan, eindelijk zullen leiden tot meer en betere observatiegegevens. Onze veranderlijke ster van het seizoen, RR Lyrae, laat de ononderbroken keten van ontdekking en begrip zien die meer dan 100 jaar geleden begon en zich uitstrekt tot de dag van vandaag.

Voor meer informatie:

• 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” (Variabele Ster van het Seizoen)
• Gay, Pamela, 2005, “AH Leo” (Variabele Ster van het Seizoen)
• Hartmann, J. en Stanek, K., 2004, “M3: Inconstant Star Cluster” (APOD voor 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: Uitdagingen voor Theorie en Waarneming, 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? Eerste detectie van periodeverdubbeling in Kepler Blazhko RR Lyrae sterren”, MNRAS (in press)
• De AAVSO Short Period Pulsators Section
• De GEOS RR Lyrae database
• Het Blazhko Project aan de Universiteit van Wenen
• Plot kaarten van RR Lyrae met de Variable Star Plotter van de AAVSO
• AAVSO Hulpmiddelen voor Variable Star-waarnemers