RR Lyrae

RR Lyrae, câmp de 1 grad, placă de sondaj DSS I
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

Seria noastră de Stele Variabile ale sezonului revine după o pauză cu o bijuterie astronomică îndelung neglijată: RR Lyrae, prototipul uneia dintre cele mai importante clase de stele variabile din astronomie. RR Lyrae și clasa de stele variabile pulsatorii care îi poartă numele au avut o influență profundă asupra astrofizicii secolului XX și este probabil că înțelegerea noastră atât a dimensiunii, cât și a naturii Universului nostru ar fi mult mai incompletă fără aceste stele importante. RR Lyrae însăși este o variabilă ușor de văzut de majoritatea observatorilor nordici cu telescoape sau binocluri modeste și, cu toate acestea, rămâne o țintă pentru observatoare și programe de cercetare importante. Atât proeminența sa vizuală, cât și statura sa istorică o fac o țintă potrivită pentru Steaua Variabilă a Sezonului din septembrie 2010.

RR Lyrae: povestea începe

Harvard College a fost un stup de activitate a stelelor variabile la sfârșitul secolului al XIX-lea. Directorul, Edward Charles Pickering, și personalul său extins de „calculatoare” – femei care efectuau cu atenție multe dintre calculele plictisitoare sau căutările de plăci fotografice la observator – au publicat zeci de lucrări și cataloage care detaliază eforturile lor în cartografia și fotometria stelară, în căutarea și fotometria asteroizilor și în stelele variabile. Una dintre acestea a fost o scurtă lucrare în Harvard Circular Number 29 (1898), care descria o tehnică simplă pentru studiul variabilelor cu perioadă scurtă. În această lucrare, Pickering descrie o tehnică de obținere a mai multor expuneri fotografice ale unei stele într-un timp scurt – o formă primitivă, dar eficientă, de fotometrie a seriilor temporale. O placă fotografică a fost expusă și acoperită alternativ, la intervale prestabilite, într-un telescop a cărui aliniere și rată de urmărire nu erau aliniate precis cu cerul. Rezultatul este că se obțineau expuneri multiple ale unei anumite stele în timpul unei serii de observare și că perioadele pentru stelele scurte puteau fi obținute mai eficient.

Un articol din 1901 din Astrophysical Journal al lui Pickering oferă o listă de șaizeci și patru de variabile noi, dintre care una dintre ele – o stea din constelația Lyra – a fost găsită folosind metoda de mai sus pe o placă din 13 iulie 1899. Examinarea acestei plăci de către unul dintre angajații lui Pickering, Wilhelmina Fleming, a dezvăluit o stea cu perioadă scurtă și amplitudine mare. Steaua, cu o amplitudine de peste 3/4 de magnitudine și o perioadă de puțin peste o jumătate de zi, semăna în mod clar cu cele ale variabilelor clusterului (descoperite de asemenea de Fleming în analiza plăcilor din studiul clusterului realizat de Solon Bailey în 1893). Observațiile regulate ale acestei cele mai strălucitoare „variabile de cluster” din domeniu au început la Harvard, precum și la alte observatoare importante, inclusiv Lick și Mt. Wilson. Strălucirea lui RR Lyrae (între magnitudinea a 7-a și a 8-a) a făcut-o suficient de strălucitoare pentru a putea fi observată spectroscopic în așa fel încât schimbările din spectrul său să poată fi urmărite pe tot parcursul ciclului său de variabilitate. Acest lucru le-a permis astronomilor să măsoare schimbările în tipul spectral, precum și să detecteze prezența liniilor de emisie.

În lucrarea sa cuprinzătoare de analiză din 1916 despre RR Lyrae, Harlow Shapley a arătat clar că ipoteza binară pentru variațiile „variabilelor cefeide” (cu care a inclus variabilele de cluster) era inconsistentă atât cu variațiile spectroscopice, cât și cu cele fotometrice; spectrele sugerau că „orbitele” acestor binari ar trebui să fie nefiresc de mici, ceea ce fotometria care arată variații în timpul de creștere la maxim necesita variații nefiresc de mari în parametrii orbitali ipotetici. Shapley a observat, de asemenea, un fapt important despre RR Lyrae, folosind observațiile lui Oliver Wendell de la Harvard, precum și pe ale sale: timpii de maxim și forma curbei de lumină a lui RR Lyrae variază în mod ciclic, cu o perioadă de aproximativ 40 de zile. Acest efect, cunoscut mai târziu sub numele de Efectul Blazhko, a continuat să reprezinte o enigmă pentru astrofizicieni până în zilele noastre.

Deși RR Lyrae nu a fost prima „stea RR Lyrae” descoperită – atât variabilele din cluster, cât și cele două stele de câmp U Lep și S Ara au fost primele – RR Lyrae este de departe cea mai strălucitoare, iar strălucirea sa a făcut-o o țintă ușoară atât pentru fotometriști, cât și pentru spectroscopiști. Numele de variabilă RR Lyrae a devenit ulterior un titlu potrivit pentru această clasă importantă de stele.

Fâșia de instabilitate

Variabilele RR Lyrae sunt membre ale unei clase de elită de variabile pulsatoare cunoscute sub numele de pulsatoare cu bandă de instabilitate. Aceste stele, toate limitate la o regiune îngustă a diagramei Hertzsprung-Russell, pulsează din același motiv: pulsațiile sunt determinate de faptul că radiația este parțial blocată să iasă din stea, iar creșterea rezultată a presiunii și temperaturii le face să se extindă. Când gravitația le face să se contracte din nou, ciclul se repetă. Din cauza proprietăților fizice ale stelelor și ale interioarelor stelare, numai stelele cu proprietăți fizice foarte specifice pot face acest lucru, iar cele care pot face acest lucru se află pe o bandă diagonală îngustă a diagramei H-R, de la stelele fierbinți, albastre și slabe, în stânga jos, la stelele mai reci, mai roșii și mai luminoase, în dreapta sus. Acolo unde această bandă intersectează o populație comună de stele din cadrul diagramei H-R este locul unde se găsesc de obicei pulsatorii. Acolo unde intersectează secvența piticelor albe, se găsesc stelele ZZ Ceti (pitica albă DAV). Acolo unde intersectează secvența principală, se găsesc stelele delta Scuti. Acolo unde intersectează secvența post-secvență principală, se găsesc variabilele Cefeide și stelele W Virginis. Iar în populațiile stelare cu metalicitate scăzută, acolo unde intersectează ramura orizontală se găsesc stelele RR Lyrae. Stelele RR Lyrae au luminozități intermediare între cele ale stelelor Cefeide (mai luminoase) și stelele delta Scuti (mai slabe).

Stelele RR Lyrae sunt membri foarte evoluați ai populațiilor stelare de metalicitate mai mică. Ele au evoluat prin secvența principală, au ars tot hidrogenul din nucleul lor, apoi au făcut o cursă rapidă pe ramura de gigantă roșie de după secvența principală și s-au așezat înapoi pe ramura orizontală – o perioadă scurtă din viața unei stele cu metalicitate scăzută în care arde heliu în nucleul său și hidrogen într-un înveliș în jurul nucleului. Stelele RR Lyrae sunt subgigante, mai luminoase decât Soarele nostru, dar mai puțin luminoase decât variabilele Cefeide. Clusterele globulare cu ramuri orizontale bine definite pot avea uneori un număr semnificativ de stele RR Lyrae în ele, un fapt pe care îl putem folosi foarte bine aici, pe Pământ.

Variabilele cluster, Universul și totul

Stelele RR Lyrae sunt interesante din punct de vedere astrofizic în sine, dar ceea ce le face cele mai interesante este modul în care pot fi folosite. Un alt calculator de la Harvard, Henrietta Swan Leavitt, a fost în mare parte responsabilă pentru descoperirea unei alte particularități a stelelor de pe banda de instabilitate. Leavitt a studiat variabilele Cefeide din Micul Nor al lui Magellanic, măsurându-le magnitudinile aparente și perioadele de pulsație. Micul Nor al lui Magellan a fost o țintă importantă deoarece se presupunea (corect) că toate stelele din Nor erau asociate fizic și se aflau la aproximativ aceeași distanță față de Pământ. Până în 1912, Leavitt a stabilit o relație clară între luminozitatea aparentă a acestor variabile cefeide din SMC și perioadele lor de pulsație – cu cât steaua este mai strălucitoare, cu atât perioada este mai lungă. Mai mult, era o relație foarte strânsă și bine definită. Se putea estima cu o precizie foarte bună cât de strălucitoare ar fi o Cefeidă în funcție de perioada sa și viceversa.

Relația PL pentru Cefeidele din SMC, arătând magnitudinea pe axa y versus log(Perioada, zile) pe axa x. Din Leavitt și Pickering 1912 (Harvard Circular 173).

Aceasta a fost o descoperire uimitoare datorită a ceea ce implică: (a) dacă relația perioadă-luminozitate este universală pentru toate stelele și (b) dacă puteți găsi o modalitate de calibrare a relației folosind Cefeidele de la distanțe cunoscute, atunci puteți folosi Cefeidele și alte pulsatoare cu benzi de instabilitate pentru a măsura distanțele. Astronomii au reușit în curând să calibreze această relație folosind stele apropiate cu distanțe cunoscute prin paralaxă și au confirmat într-adevăr că relația dintre perioadă și luminozitate este reală și universală. Această relație, cunoscută sub numele de relația perioadă-luminozitate, a avut o importanță critică pentru înțelegerea ulterioară a naturii și dimensiunii Căii Lactee și a dimensiunii Universului. Astronomii de la Harvard Solon Bailey și Harlow Shapley au fost principalii actori din spatele adoptării și utilizării variabilelor de roi ca indicatori de distanță. Shapley a fost el însuși participant la Marea dezbatere din 1920 între el și Heber Curtis pe tema mărimii Căii Lactee și a naturii „nebuloaselor spiralate” (despre care se știe acum că sunt alte galaxii ca și a noastră). O mare parte din discuție s-a axat pe clusterele globulare – distanțele și amplasarea lor în Calea Lactee. Unele părți ale argumentelor lui Shapley se bazau atât pe distribuția roiurilor globulare, cât și pe distanțele acestora față de noi. Variabilele clusterului – în mare parte stele RR Lyrae – au fost folosite ca „lumânări standard” pentru a măsura distanțele față de clusterele globulare, și astfel ne-au oferit o primă imagine a adevăratei dimensiuni a Căii Lactee.

Stele RR Lyrae în Messier 3 (imagini și animație copyright J. Hartmann, Harvard U., și K. Stanek, Ohio State U.)

Relația dintre perioada unui pulsator și luminozitatea sa este cunoscută sub numele de Legea Leavitt. Aceasta a fost folosită pentru a măsura totul, de la distanțele la Cefeide, RR Lyrae și delta Scuti în cadrul Căii Lactee, până la măsurarea distanțelor la galaxii aflate la aproape 100 de milioane de ani lumină distanță. Este folosită și astăzi ca instrument de măsurare în cosmos și există eforturi constante pentru a înțelege mai bine și a rafina această relație pentru toate clasele individuale de stele de pe banda de instabilitate.

Un mister vechi de un secol: efectul Blazhko

În 1907, astronomul rus Serghei Blazhko a observat pentru prima dată amplitudinea modulantă a curbei luminoase de pulsație a lui RW Draconis. Spre deosebire de alți pulsatori similari, curba sa luminoasă nu era regulată de la un ciclu la altul, ci își modifica atât amplitudinea, cât și forma într-un mod regulat și previzibil. Acest efect a ajuns să fie numit efectul Blazhko și a fost descoperit în curând la multe alte stele RR Lyrae cu amplitudine mare (cele de tip RRab). Prototipul clasei RR Lyrae a fost la rândul său descoperit ca fiind o stea Blazhko de către Harlow Shapley, cu o perioadă Blazhko (timpul necesar pentru a parcurge un ciclu de modulație Blazhko) de aproximativ 40 de zile. Astfel, cea mai strălucitoare dintre stelele RR Lyrae are, de asemenea, această particularitate de pulsație. S-ar putea presupune că, din moment ce stelele Blazhko sunt cunoscute de atât de mult timp și includ cel mai strălucitor membru al clasei, efectul ar fi fost bine înțeles până acum, dar acest fenomen curios a rămas misterios până în prezent. Există o serie de explicații și s-au făcut progrese mari foarte recent, dar o cauză definitivă nu a fost încă dovedită.

Ce sunt câteva idei? Una dintre primele ipoteze a fost că stelele Blazhko erau pulsatoare multimodale în care pulsația principală – modul fundamental radial – interacționa cu unul sau mai multe moduri non-radiale slabe pentru a crea modelul de bătaie al modulațiilor de amplitudine. Unele perfecționări suplimentare au inclus adăugarea rotației și o interacțiune neliniară între modurile de pulsație. O altă posibilitate a fost aceea că există cicluri magnetice în aceste stele similare în natură cu ciclul magnetic solar de 11 ani, dar pe o scară de timp mai scurtă. Perfecționările ulterioare ale acestei teorii includ ideea că axa de rotație a stelei nu este aliniată cu polii magnetici, că există o interacțiune cu câmpurile magnetice și convecția sau poate o combinație a tuturor acestor elemente. Lucrările efectuate de Chadid et al. sugerează că, probabil, câmpurile magnetice nu sunt cauza efectului Blazhko; ea și colaboratorii săi au descoperit că RR Lyrae însăși nu are un câmp magnetic puternic (cel puțin peste o limită de 80 Gauss) și, prin urmare, efectul Blazhko trebuie să se datoreze la altceva. Cu toate acestea, nicio teorie nu a fost dovedită dincolo de orice îndoială.

Fenomenul Blazhko rămâne un subiect major de cercetare pentru comunitatea de variabilitate stelară, și există mai multe instalații importante (inclusiv satelitul CoRoT prezentat aici) care petrec timp observând aceste stele. Încotro se îndreaptă acest domeniu? În momentul de față, sunt necesare două lucruri pentru a face progrese semnificative: fotometrie de foarte mare precizie și spectroscopie de înaltă rezoluție în timp. Fotometria de mare precizie îi va ajuta pe cercetători să măsoare cu exactitate forma curbei de lumină, iar în cazul stelelor Blazhko, fiecare mică umflătură și mișcare poate avea importanță. Fotometria terestră la un nivel de precizie de câteva milimagnitudini este încă colectată și utilizată, dar precizia de micromagnitudine și acoperirea fără lacune oferite de sateliți precum CoRoT și Kepler pot oferi noi indicii importante. Într-adevăr, este posibil ca Szabó et al. (2010) să fi găsit un indiciu important al efectului Blazhko folosind observațiile ultraprecise ale Kepler pentru o jumătate de duzină de stele. Ei sugerează că „dublarea perioadei” cauzată de o rezonanță a două moduri de pulsație ar putea fi responsabilă. Dublarea perioadei, în cazul în care există o variație aparentă de două ori mai mare decât perioada reală, este observată la stelele RV Tauri și (uneori) W Vir, deși în aceste cazuri produce o neregularitate mult mai mare.

La fel, telescoapele mari de la sol cu spectrografe de înaltă rezoluție sunt, de asemenea, îndreptate spre aceste stele, mai ales spre RR Lyrae însăși. După cum a notat Geza Kovács în recenzia sa din 2009, „…analiza precisă a seriilor temporale de linii spectrale dezvăluie orice posibile componente non-radiale și, prin urmare, permite includerea (sau excluderea) modurilor non-radiale în explicarea fenomenului Blazhko”. De ce se întâmplă acest lucru? O pulsație non-radială înseamnă că steaua nu pulsează în simetrie sferică – diferite părți ale suprafeței stelei se mișcă înăuntru și în afară în momente diferite, iar forma suprafeței depinde de tipul de mod care pulsează. Deoarece diferite părți ale stelei se deplasează în direcții diferite, cu viteze diferite, iar acest lucru poate apărea într-un spectru al stelei sub forma unor asimetrii în profilurile liniilor de absorbție. O linie de absorbție într-un gaz staționar va avea un profil de linie care este similar cu o gaussiană – simetric, cu un vârf central. Dar dacă diferite părți ale stelei se deplasează cu viteze diferite în raport cu linia noastră vizuală, atunci fiecare parcelă de gaz va avea propriul profil de linie cu deplasare spre roșu sau spre albastru, rezultând un singur profil de linie cu valuri și denivelări. De asemenea, aceste caracteristici se pot deplasa în funcție de lungimea de undă dacă steaua se rotește. O analiză atentă a schimbărilor în profilul liniei în timp poate dezvălui prezența modurilor non-radiale sau poate elimina această posibilitate.

După cum știu cei care fac spectroscopie, este mult mai ușor de obținut un spectru al unei stele strălucitoare, și cu cât rezoluția spectrului este mai mare, cu atât mai mult timp este nevoie pentru a obține un raport semnal-zgomot bun. Acest lucru este valabil atât pentru un spectrograf de pe un telescop terestru important, cât și pentru cel de pe C11 din curtea dumneavoastră. Având în vedere că RR Lyrae este cea mai strălucitoare stea Blazhko din acest grup, ea rămâne o țintă importantă atât pentru observațiile spectroscopice, cât și pentru cele fotometrice ale comunității de cercetare. În special, RR Lyrae a fost o țintă principală pentru Proiectul Blazhko al Universității din Viena, iar steaua a fost o țintă pentru mai multe programe de observare în colaborare de către Horace Smith din Michigan, Katrien Kohlenberg din Viena și mulți alți colaboratori.

RR Lyrae și AAVSO

Deși nu este în mod oficial una dintre stelele-țintă ale Secțiunii de Pulsatoare cu Perioadă Scurtă a AAVSO (și nici ale predecesorului său, AAVSO RR Lyrae Committee), AAVSO are peste 8500 de observații ale lui RR Lyrae, dintre care aproximativ jumătate sunt vizuale, iar cealaltă jumătate provin din serii temporale CCD intensive realizate de doi observatori. AAVSO are mici porțiuni de observații vizuale, de obicei un sezon de către un observator, între 1976 și 1995, din care pot fi derivate timpii vizuali de maxim (TOM). Începând cu 1995, comunitatea vizuală a AAVSO a început să observe serios această stea și există o serie de cicluri din care pot fi derivate TOM-uri până în prezent inclusiv. Cu toate acestea, datele pentru RR Lyrae datează cu mult înainte de arhiva AAVSO; puteți găsi unele dintre aceste date arhivate în baza de date GEOS RR Lyrae.

Diagrame de fază ale lui RR Lyrae folosind datele AAVSO: (stânga) date vizuale, JD 2450200-2450400; (dreapta) date în banda V, JD 2453941-2453992, unde culori diferite reprezintă cicluri diferite.

Comunitatea de cercetare RR Lyrae a trecut de la observațiile vizuale la utilizarea temporizărilor CCD, deoarece acestea permit o precizie mai mare a timpului și magnitudinii și pot dezvălui detalii mai fine în comportamentul temporizărilor stelelor RR Lyrae decât o pot face datele vizuale. În timp ce problemele complexe ale astrofizicii RR Lyrae necesită observații instrumentale pentru TOM-uri și pentru analiza curbelor luminoase, RR Lyrae rămâne o țintă vizuală plăcută, cu schimbări de la minut la minut, uneori vizibile în timpul ramurii ascendente a pulsației.

Echipa AAVSO Sequence a actualizat și extins recent secvența; observatorii vizuali ar trebui să folosească hărți la scara B și să observe cu un instrument cu câmp larg, cum ar fi un binoclu sau un telescop de putere mică. Observatorii instrumentali ar trebui să aibă la dispoziție un număr de stele de comparație din care să aleagă în cadrul câmpului, dar comparațiile comparabile ca luminozitate cu RR Lyrae însăși (între V=7,2 și 8,2) vor produce un raport semnal-zgomot optim. Ca și în cazul observației vizuale, o cameră cu câmp larg va oferi cea mai mare gamă de stele de comparație. Ca întotdeauna, încurajăm observatorii instrumentali să își reducă, să își calibreze și să își transforme complet observațiile, inclusiv corecțiile de airmass și transformarea într-un sistem standard. Acest lucru va face mult mai ușoară combinarea observațiilor dumneavoastră cu cele ale altor observatori.

RR Lyrae este o bijuterie subestimată printre stelele variabile din arhivele AAVSO. Deși există multe stele RR Lyrae urmărite în mod activ de observatorii AAVSO și de comunitatea de cercetare, RR Lyrae în sine rămâne o țintă importantă pentru astrofizicienii moderni. La mai mult de un secol de la descoperirea sa, secretele acestei variabile nordice luminoase nu au fost încă pe deplin descoperite. Cu toate acestea, există o speranță reală și entuziasm în cadrul comunității astrofizice că problemele complexe ale variabilității lui RR Lyrae și ale altor stele asemănătoare ar putea, în sfârșit, să cedeze la mai multe și mai bune date observaționale la mai mult de un secol de la descoperirea sa. Steaua noastră variabilă a sezonului, RR Lyrae, arată lanțul neîntrerupt al descoperirii și înțelegerii care a început acum mai bine de 100 de ani și se întinde până în prezent.

Pentru mai multe informații:

• 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. și Stanek, K., 2004, „M3: Inconstant Star Cluster” (APOD pentru 2004 octombrie 12)
• Kolenberg, K., et al., 2010, „An in-depth spectroscopic analysis of the Blazhko star RR Lyrae”, Astronomy & Astrophysics 519 (în presă)
• Kolenberg, K., et al., 2006, „The Blazhko effect of RR Lyrae in 2003-2004”, Astronomy & Astrophysics 459, 577
• Kovács, G., 2009, „The Blazhko Effect”, în 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? Prima detectare a dublării perioadei în stelele Kepler Blazhko RR Lyrae”, MNRAS (în presă)
• Secția AAVSO Short Period Pulsators
• Bază de date GEOS RR Lyrae
• Proiectul Blazhko de la Universitatea din Viena
• Plotați hărți ale stelelor RR Lyrae cu AAVSO’s Variable Star Plotter
• Resurse AAVSO pentru observatorii de stele variabile

.