RR Lyrae, pole 1 stopnia, płytka DSS I
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)
Nasza seria Variable Star of the Season powraca po przerwie z długo zaniedbywanym astronomicznym klejnotem: RR Lyrae, prototypem jednej z najważniejszych klas gwiazd zmiennych w astronomii. RR Lyrae i klasa pulsujących gwiazd zmiennych, która nosi jej nazwę, wywarła ogromny wpływ na astrofizykę XX wieku i jest prawdopodobne, że nasze zrozumienie zarówno wielkości jak i natury naszego Wszechświata byłoby o wiele bardziej niekompletne bez tych ważnych gwiazd. Sama RR Lyrae jest gwiazdą zmienną, która jest łatwo dostrzegalna dla większości północnych obserwatorów dysponujących skromnymi teleskopami lub lornetkami, a mimo to pozostaje obiektem zainteresowania dużych obserwatoriów i programów badawczych. Zarówno jej wizualne znaczenie, jak i historyczny status czynią ją odpowiednim celem dla Gwiazdy Zmiennej Sezonu września 2010 roku.
RR Lyrae: historia się zaczyna
Harvard College był ulem aktywności gwiazd zmiennych pod koniec XIX wieku. Dyrektor, Edward Charles Pickering, i jego rozległy personel „komputerów” – kobiet, które starannie wykonywały wiele żmudnych obliczeń lub przeszukiwały płyty fotograficzne w obserwatorium – opublikowali dziesiątki prac i katalogów opisujących ich wysiłki w dziedzinie kartografii i fotometrii gwiazd, poszukiwania asteroid i fotometrii oraz gwiazd zmiennych. Jedną z nich była krótka praca w Harvard Circular Number 29 (1898) opisująca prostą technikę badania gwiazd zmiennych o krótkim okresie. Pickering opisał w nim technikę uzyskiwania wielu ekspozycji fotograficznych gwiazdy w krótkim czasie – prymitywną, ale efektywną formę fotometrii serii czasowej. Płytka fotograficzna była naprzemiennie naświetlana i zakrywana w ustalonych wcześniej odstępach czasu w teleskopie, którego ustawienie i szybkość śledzenia nie były dokładnie zestrojone z niebem. W rezultacie wielokrotne ekspozycje danej gwiazdy były uzyskiwane podczas wieczornych obserwacji, a okresy dla krótkich gwiazd mogły być uzyskiwane bardziej efektywnie.
Praca Pickeringa w Astrophysical Journal z 1901 roku podaje listę sześćdziesięciu czterech nowych zmiennych, z których jedna — gwiazda w gwiazdozbiorze Lyry — została znaleziona przy użyciu powyższej metody na płytce z 13 lipca 1899 roku. Badanie tej płytki przez jedną z pracownic Pickeringa, Wilhelminę Fleming, ujawniło gwiazdę o krótkim okresie i wysokiej amplitudzie. Gwiazda ta, o zasięgu ponad 3/4 magnitudo i okresie nieco ponad pół dnia, wyraźnie przypominała gwiazdy zmienne gromady (odkryte również przez Fleming podczas analizy płyt z badania gromady Solona Baileya w 1893 roku). Regularne obserwacje tej najjaśniejszej „zmiennej gromady” rozpoczęły się na Harvardzie, jak również w innych głównych obserwatoriach, w tym w Lick i Mt. Wilson. Jasność RR Lyrae (pomiędzy 7 a 8 magnitudo) sprawiła, że była ona wystarczająco jasna, aby obserwować ją spektroskopowo w taki sposób, że zmiany w jej widmie mogły być śledzone w całym cyklu zmienności. Dzięki temu astronomowie mogli zmierzyć zmiany typu widmowego, jak również wykryć obecność linii emisyjnych.
W swojej obszernej pracy przeglądowej z 1916 roku na temat RR Lyrae, Harlow Shapley jasno stwierdził, że hipoteza binarna dla zmian w „zmiennych cefeidalnych” (do których zaliczył zmienne gromady) była niezgodna zarówno z wahaniami spektroskopowymi jak i fotometrycznymi; widma sugerowały, że „orbity” tych układów podwójnych musiałyby być niefizycznie małe, a fotometria pokazująca zmiany w czasie narastania do maksimum wymagała niefizycznych zmian w hipotetycznych parametrach orbitalnych. Shapley zauważył również ważny fakt dotyczący RR Lyrae, wykorzystując obserwacje Harvardzkiego Olivera Wendella, jak również swoje własne: czasy maksimum i kształt krzywej blasku RR Lyrae zmienia się w sposób cykliczny z okresem około 40 dni. Efekt ten, znany później jako Efekt Blazhko, do dziś stanowi zagadkę dla astrofizyków.
Ale RR Lyrae nie była pierwszą odkrytą „gwiazdą RR Lyrae” – zarówno zmienne gromady, jak i dwie gwiazdy polowe U Lep i S Ara były pierwsze – RR Lyrae jest zdecydowanie najjaśniejsza, a jej jasność sprawiła, że stała się łatwym celem zarówno dla fotometrów, jak i spektroskopistów. Nazwa zmienna RR Lyrae stała się później odpowiednim tytułem dla tej ważnej klasy gwiazd.
Pas niestabilności
Ry Lyrae są członkami elitarnej klasy zmiennych pulsujących, znanych jako pulsatory z pasem niestabilności. Gwiazdy te, wszystkie ograniczone do wąskiego obszaru diagramu Hertzsprunga-Russella, pulsują z tego samego powodu: pulsacje są napędzane przez promieniowanie, które jest częściowo zablokowane przed ucieczką z gwiazdy, a wynikający z tego wzrost ciśnienia i temperatury powoduje ich rozszerzanie się. Kiedy grawitacja zmusza je do ponownego skurczenia się, cykl się powtarza. Ze względu na właściwości fizyczne gwiazd i ich wnętrz, tylko gwiazdy o bardzo specyficznych właściwościach fizycznych mogą to robić, a te, które mogą, leżą na wąskim ukośnym pasku diagramu H-R, biegnącym od gorących, niebieskich i słabych gwiazd w lewym dolnym rogu do chłodniejszych, bardziej czerwonych i jaśniejszych gwiazd w prawym górnym rogu. Tam, gdzie pasek ten przecina wspólną populację gwiazd na diagramie H-R, tam zazwyczaj znajdują się pulsatory. Tam, gdzie przecina on sekwencję białych karłów, znajdują się gwiazdy typu ZZ Ceti (biały karzeł DAV). Tam, gdzie przecina sekwencję główną, znajdują się gwiazdy delta Scuti. Tam, gdzie przecina sekwencję post-main, znajdują się zmienne cefeidalne i gwiazdy W Virginis. A w populacjach gwiazd o niskiej metaliczności, tam gdzie przecina gałąź horyzontalną znajdują się gwiazdy RR Lyrae. Gwiazdy RR Lyrae mają jasności pośrednie pomiędzy (jaśniejszymi) Cefeidami i (słabszymi) gwiazdami delta Scuti.
Gwiazdy RR Lyrae są bardzo rozwiniętymi członkami populacji gwiazd o niższej metaliczności. Przeszły one przez ciąg główny, spaliły cały wodór w swoich rdzeniach, a następnie wykonały jeden szybki bieg w górę gałęzi czerwonego olbrzyma po ciągu głównym i osiadły z powrotem na gałęzi horyzontalnej — krótki okres życia gwiazdy o niskiej metaliczności, w którym spala ona hel w swoim jądrze i wodór w powłoce wokół jądra. Gwiazdy RR Lyrae są podolbrzymami, świecą jaśniej niż nasze Słońce, ale mniej niż zmienne Cefeidy. Gromady kuliste z dobrze zdefiniowanymi poziomymi odgałęzieniami mogą czasami posiadać znaczącą liczbę gwiazd RR Lyrae, co możemy bardzo dobrze wykorzystać tu na Ziemi.
Zmienne gromady, Wszechświat i wszystko
Gwiazdy RR Lyrae są interesujące astrofizycznie same w sobie, ale to, co czyni je najbardziej interesującymi, to sposób, w jaki można je wykorzystać. Inny z harwardzkich komputerów, Henrietta Swan Leavitt, był w dużej mierze odpowiedzialny za odkrycie innej osobliwości gwiazd na pasie niestabilności. Leavitt badała zmienne cefeidalne w Małym Obłoku Magellana, mierząc ich pozorne magnitudo i okresy pulsacji. Mały Obłok Magellana był ważnym celem, ponieważ (słusznie) zakładano, że wszystkie gwiazdy w Obłoku są fizycznie powiązane i znajdują się w przybliżeniu w tej samej odległości od Ziemi. Do 1912 roku Leavitt ustalił wyraźny związek pomiędzy jasnością zmiennych cefeid w SMC a ich okresami pulsacji – im jaśniejsza gwiazda, tym dłuższy okres. Co więcej, była to bardzo ścisła i dobrze zdefiniowana zależność. Można było oszacować z bardzo dobrą dokładnością jak jasna będzie Cefeida biorąc pod uwagę jej okres i vice versa.
Zależność PL dla Cefeid w SMC, pokazująca magnitudo na osi y versus log(Okres, dni) na osi x. Z Leavitt i Pickering 1912 (Harvard Circular 173).
To było niesamowite odkrycie z powodu tego, co implikuje: (a) jeśli relacja okres-światłość jest uniwersalna dla wszystkich gwiazd, i (b) jeśli można znaleźć jakiś sposób na kalibrację tej relacji używając Cefeid o znanej odległości, wtedy można użyć Cefeid i innych pulsatorów pasów niestabilności do pomiaru odległości. Astronomowie wkrótce byli w stanie skalibrować tę zależność używając pobliskich gwiazd o odległościach znanych na podstawie paralaksy i rzeczywiście potwierdzili, że związek pomiędzy okresem a jasnością jest prawdziwy i uniwersalny. Zależność ta, znana jako zależność okres-jasność, była niezwykle ważna dla naszego ostatecznego zrozumienia natury i rozmiarów Drogi Mlecznej oraz rozmiarów Wszechświata. Astronomowie z Harvardu, Solon Bailey i Harlow Shapley, byli głównymi graczami stojącymi za przyjęciem i wykorzystaniem zmiennych gromadowych jako wskaźników odległości. Shapley sam brał udział w Wielkiej Debacie z 1920 roku pomiędzy nim a Heberem Curtisem na temat rozmiarów Drogi Mlecznej i natury „mgławic spiralnych” (obecnie wiadomo, że są to inne galaktyki, takie jak nasza). Duża część sporu koncentrowała się na gromadach kulistych – ich odległości i położeniu w Drodze Mlecznej. Część argumentów Shapleya opierała się zarówno na rozmieszczeniu gromad kulistych, jak i na ich odległości od nas. Gromady zmienne – głównie gwiazdy RR Lyrae – zostały użyte jako „świece standardowe” do pomiaru odległości do gromad kulistych, dzięki czemu dostarczyły nam pierwszego spojrzenia na prawdziwy rozmiar Drogi Mlecznej.
Gwiazdy RR Lyrae w Messier 3 (zdjęcia i animacja copyright J. Hartmann, Harvard U., i K. Stanek, Ohio State U.)
Zależność pomiędzy okresem pulsatora a jego jasnością jest znana jako Prawo Leavitta. Było ono używane do mierzenia wszystkiego, od odległości do cefeid, RR Lyrae, i delta Scuti w Drodze Mlecznej, do mierzenia odległości do galaktyk oddalonych o prawie 100 milionów lat świetlnych. Jest ona do dziś używana jako narzędzie pomiarowe w kosmosie, a ciągle podejmowane są wysiłki, aby lepiej zrozumieć i udoskonalić tę zależność dla wszystkich poszczególnych klas gwiazd na pasie niestabilności.
Wiekowa tajemnica: efekt Błażko
W 1907 roku rosyjski astronom Siergiej Błażko po raz pierwszy zauważył modulującą amplitudę krzywej blasku pulsacji RW Draconis. W przeciwieństwie do innych podobnych pulsatorów, jego krzywa blasku nie była regularna z cyklu na cykl, lecz zmieniała się zarówno pod względem amplitudy, jak i kształtu w regularny i przewidywalny sposób. Efekt ten został nazwany efektem Blazhko i wkrótce odkryto go u wielu innych gwiazd typu RR Lyrae (typu RRab) o wysokiej amplitudzie. Prototyp klasy RR Lyrae został uznany za gwiazdę Blazhko przez Harlowa Shapleya, z okresem Blazhko (czas potrzebny na przejście przez jeden cykl modulacji Blazhko) wynoszącym około 40 dni. Tak więc najjaśniejsza z gwiazd RR Lyrae ma również tę osobliwość w pulsacji. Można by przypuszczać, że skoro gwiazdy Blazhko są znane od tak dawna i należą do najjaśniejszych przedstawicieli tej klasy, efekt ten byłby już dobrze zrozumiany, ale to ciekawe zjawisko do dziś pozostaje tajemnicą. Istnieje wiele wyjaśnień i ostatnio poczyniono duże postępy, ale ostatecznej przyczyny jeszcze nie ustalono.
Jakie są niektóre pomysły? Jedną z najwcześniejszych hipotez było to, że gwiazdy Blazhko były pulsatorami wielomodowymi, w których główna pulsacja – radialny tryb podstawowy – oddziaływała z jednym lub kilkoma słabymi trybami nieradialnymi, tworząc wzór dudnienia modulacji amplitudy. Niektóre dodatkowe udoskonalenia tego rozwiązania obejmowały dodanie rotacji i nieliniowej interakcji pomiędzy trybami pulsacji. Inną możliwością było istnienie w tych gwiazdach cykli magnetycznych podobnych w swej naturze do 11-letniego słonecznego cyklu magnetycznego, ale w krótszej skali czasowej. Dalsze udoskonalenia tej teorii obejmują pomysł, że oś rotacji gwiazdy nie jest wyrównana z biegunami magnetycznymi, że istnieje interakcja między polami magnetycznymi i konwekcją, lub może jakaś kombinacja tych wszystkich czynników. Praca Chadid et al sugeruje, że pola magnetyczne prawdopodobnie nie są przyczyną efektu Blazhko; ona i jej współpracownicy odkryli, że sama RR Lyrae nie ma silnego pola magnetycznego (przynajmniej powyżej granicy 80 Gaussów), a więc jej efekt Blazhko musi być spowodowany czymś innym. Jednak żadna z teorii nie została udowodniona ponad wszelką wątpliwość.
Zjawisko Blazhko pozostaje głównym tematem badań dla społeczności zajmującej się zmiennością gwiazd, a kilka dużych obiektów (w tym pokazany tutaj satelita CoRoT) poświęca czas na obserwacje tych gwiazd. W jakim kierunku zmierza ta dziedzina? W tej chwili do osiągnięcia postępu potrzebne są dwie rzeczy: bardzo precyzyjna fotometria i spektroskopia czasowa o wysokiej rozdzielczości. Precyzyjna fotometria pomoże badaczom w dokładnym pomiarze kształtu krzywej blasku, a w przypadku gwiazd Blazhko każde małe wybrzuszenie może mieć znaczenie. Fotometria naziemna na poziomie kilku milimagnitudo dokładności jest wciąż zbierana i wykorzystywana, ale precyzja rzędu mikromagnitudo i pozbawione luk pokrycie oferowane przez satelity takie jak CoRoT i Kepler mogą dostarczyć nowych, ważnych wskazówek. Istotnie, Szabó et al. (2010) mogli znaleźć ważną wskazówkę dotyczącą efektu Blazhko wykorzystując ultraprecyzyjne obserwacje Keplera dla pół tuzina gwiazd. Sugerują oni, że odpowiedzialne za to może być „podwojenie okresu” spowodowane rezonansem dwóch trybów pulsacji. Podwajanie okresu, gdzie występuje pozorna zmienność przy dwukrotności okresu rzeczywistego, jest obserwowane u gwiazd RV Tauri i (czasami) W Vir, chociaż w tych przypadkach powoduje znacznie większe nieregularności.
Podobnie, duże naziemne teleskopy ze spektrografami o wysokiej rozdzielczości są również kierowane w stronę tych gwiazd, zwłaszcza RR Lyrae. Jak zauważył Geza Kovács w swojej recenzji z 2009 roku, „…dokładne analizy linii widmowych w czasie ujawniają wszelkie możliwe nieradialne składniki, a tym samym pozwalają włączyć (lub wykluczyć) nieradialne tryby w wyjaśnianiu zjawiska Blazhko.” Dlaczego tak jest? Pulsacja nieradialna oznacza, że gwiazda nie pulsuje w symetrii sferycznej — różne części powierzchni gwiazdy poruszają się do wewnątrz i na zewnątrz w różnym czasie, a kształt powierzchni zależy od rodzaju trybu, który pulsuje. Ponieważ różne części gwiazdy poruszają się w różnych kierunkach z różnymi prędkościami, może to być widoczne w widmie gwiazdy jako asymetrie w profilach linii absorpcyjnych. Linia absorpcyjna w nieruchomym gazie będzie miała profil podobny do gaussowskiego – symetryczny, z jednym centralnym szczytem. Ale jeśli różne części gwiazdy poruszają się z różnymi prędkościami w stosunku do naszej linii widzenia, wtedy każda paczka gazu będzie miała swój własny przesunięty ku czerwieni lub błękitowi profil linii, dając w rezultacie profil pojedynczej linii z falami i wybojami. Cechy te mogą również zmieniać długość fali, jeśli gwiazda się obraca. Dokładna analiza zmian w profilu linii w czasie może ujawnić obecność trybów nieradialnych, lub może wyeliminować taką możliwość.
Jak ci z was, którzy zajmują się spektroskopią wiedzą, dużo łatwiej jest uzyskać widmo jasnej gwiazdy, a im wyższa rozdzielczość widma, tym dłużej trwa uzyskanie dobrego stosunku sygnału do szumu. To samo dotyczy spektrografu w dużym teleskopie naziemnym, jak i tego w C11 na Twoim podwórku. Ponieważ RR Lyrae jest najjaśniejszą gwiazdą Blazhko z całej gromady, pozostaje ona ważnym celem zarówno spektroskopowych, jak i fotometrycznych obserwacji prowadzonych przez społeczność badawczą. W szczególności, RR Lyrae była głównym celem Projektu Blazhko na Uniwersytecie Wiedeńskim, a gwiazda była celem kilku wspólnych programów obserwacyjnych prowadzonych przez Horace’a Smitha z Michigan, Katrien Kohlenberg z Wiednia i wielu innych współpracowników.
RR Lyrae i AAVSO
Pomimo, że formalnie nie jest jedną z gwiazd docelowych Sekcji Pulsatorów Krótkiego Okresu AAVSO (ani jej poprzedniczki, Komitetu AAVSO ds. RR Lyrae), AAVSO ma ponad 8500 obserwacji RR Lyrae, z czego około połowa to obserwacje wizualne, a druga połowa pochodzi z intensywnych serii czasowych CCD prowadzonych przez dwóch obserwatorów. AAVSO ma małe odcinki obserwacji wizualnych, zwykle jeden sezon przez jednego obserwatora, między 1976 a 1995, z których można wyprowadzić wizualne czasy maksimum (TOMs). Od 1995 roku społeczność wizualna AAVSO zaczęła na poważnie obserwować tę gwiazdę i istnieje wiele cykli, z których można wyprowadzić TOM aż do dnia dzisiejszego włącznie. Dane dla RR Lyrae pochodzą jednak dużo wcześniej niż archiwum AAVSO; niektóre z nich można znaleźć w bazie danych GEOS RR Lyrae.
Wykresy fazowe RR Lyrae z wykorzystaniem danych AAVSO: (po lewej) dane wizualne, JD 2450200-2450400; (po prawej) dane w paśmie V, JD 2453941-2453992, gdzie różne kolory oznaczają różne cykle.
Społeczność badawcza zajmująca się RR Lyrae odeszła od obserwacji wizualnych na rzecz wykorzystania timingów CCD, ponieważ pozwalają one na większą precyzję czasu i magnitudo oraz mogą ujawnić drobniejsze szczegóły w zachowaniu timingów gwiazd RR Lyrae niż dane wizualne. Podczas gdy złożone problemy astrofizyki RR Lyrae wymagają instrumentalnych obserwacji dla TOM i analizy krzywej blasku, RR Lyrae pozostaje przyjemnym celem wizualnym z minutowymi zmianami czasami widocznymi podczas rosnącej gałęzi pulsacji.
Zespół AAVSO Sequence niedawno zaktualizował i rozszerzył sekwencję; obserwatorzy wizualni powinni używać wykresów w skali B i obserwować za pomocą instrumentu o szerokim polu widzenia, takiego jak lornetka lub teleskop o małej mocy. Obserwatorzy instrumentalni powinni mieć do wyboru kilka gwiazd porównania w polu, ale porównania o jasności porównywalnej do samej RR Lyrae (pomiędzy V=7,2 a 8,2) dadzą optymalny stosunek sygnału do szumu. Podobnie jak w przypadku obserwacji wizualnych, kamera szerokopolowa zapewni największy zakres gwiazd porównania. Jak zawsze, zachęcamy obserwatorów instrumentalnych do pełnej redukcji, kalibracji i transformacji swoich obserwacji, włączając w to poprawki na masę powietrza i transformację do standardowego systemu. To znacznie ułatwi połączenie Twoich obserwacji z obserwacjami innych obserwatorów.
RR Lyrae jest niedocenianym klejnotem wśród gwiazd zmiennych w archiwach AAVSO. Podczas gdy istnieje wiele gwiazd RR Lyrae aktywnie poszukiwanych przez obserwatorów AAVSO i społeczność badawczą, sama RR Lyrae pozostaje ważnym celem dla współczesnych astrofizyków. Ponad sto lat po jej odkryciu, tajemnice tej jasnej północnej zmiennej nie zostały jeszcze w pełni odkryte. Jednak w środowisku astrofizyków jest prawdziwa nadzieja i podekscytowanie, że złożone problemy zmienności RR Lyrae i innych gwiazd tego typu mogą w końcu zostać rozwiązane dzięki większej ilości lepszych danych obserwacyjnych po ponad stu latach od jej odkrycia. Nasza Gwiazda Zmienna Sezonu, RR Lyrae, pokazuje nieprzerwany łańcuch odkryć i zrozumienia, który rozpoczął się ponad 100 lat temu i rozciąga się do dnia dzisiejszego.
Więcej informacji:
- 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” (Variable Star of the Season)
- Gay, Pamela, 2005, „AH Leo” (Variable Star of the Season)
- Hartmann, J. and Stanek, K., 2004, „M3: Inconstant Star Cluster” (APOD na 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? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars”, MNRAS (w prasie)
- Sekcja Pulsatorów Krótkiego Okresu AAVSO
- Baza danych GEOS RR Lyrae
- Projekt Blazhko na Uniwersytecie Wiedeńskim
- Wykreśl wykresy RR Lyrae za pomocą AAVSO’s Variable Star Plotter
- AAVSO Resources for Variable Star Observers
.