RR Lyrae

RR Lyrae, 1 degree field, DSS I survey plate
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

Vår serie om säsongens variabla stjärna återvänder från ett uppehåll med en astronomisk pärla som länge har varit försummad: RR Lyrae, prototypen för en av de viktigaste klasserna av variabla stjärnor inom astronomin. RR Lyrae och den klass av pulserande variabla stjärnor som bär dess namn har haft ett stort inflytande på 1900-talets astrofysik, och det är troligt att vår förståelse av både storleken och karaktären på vårt universum skulle vara mycket mer ofullständig utan dessa viktiga stjärnor. RR Lyrae själv är en variabel som är lätt att se för de flesta nordliga observatörer med blygsamma teleskop eller kikare, och ändå är den fortfarande ett mål för stora observatorier och forskningsprogram. Både dess visuella framträdande och dess historiska status gör den till ett passande mål för säsongens variabla stjärna i september 2010.

RR Lyrae: historien börjar

Harvard College var en kupa av aktivitet kring variabla stjärnor i slutet av 1800-talet. Föreståndaren Edward Charles Pickering och hans omfattande stab av ”datorer” – kvinnor som omsorgsfullt utförde många av de tråkiga beräkningarna eller sökningarna av fotografiska plåtar vid observatoriet – gav ut dussintals artiklar och kataloger med detaljerade uppgifter om sina insatser inom stjärnkartografi och fotometri, asteroidsökning och fotometri, och variabla stjärnor. En av dessa var en kort artikel i Harvard Circular Number 29 (1898) som beskrev en enkel teknik för att studera variabla stjärnor med kort period. I artikeln beskriver Pickering en teknik för att få flera fotografiska exponeringar av en stjärna på kort tid – en primitiv men effektiv form av tidsseriefotometri. En fotografisk platta exponerades och täcktes omväxlande under förutbestämda intervaller i ett teleskop vars inriktning och spårningshastighet inte var exakt i linje med himlen. Resultatet var att flera exponeringar av en viss stjärna erhölls under en kvälls observation, och att perioderna för korta stjärnor kunde erhållas mer effektivt.

En artikel i Astrophysical Journal från 1901 av Pickering ger en lista över sextiofyra nya variabler, varav en – en stjärna i stjärnbilden Lyra – hittades med hjälp av metoden ovan på en platta från den 13 juli 1899. När en av Pickering’s medarbetare, Wilhelmina Fleming, undersökte denna platta, upptäcktes en stjärna med kort period och hög amplitud. Stjärnan, med ett intervall på mer än 3/4 av en magnitud och en period på drygt ett halvt dygn, liknade tydligt stjärnorna i klustervariablerna (som också upptäcktes av Fleming i hennes analys av plåtar från Solon Baileys klusterundersökning 1893). Regelbundna observationer av denna ljusstarkaste ”klustervariabel” i fältet påbörjades vid Harvard samt vid andra större observatorier, däribland Lick och Mt Wilson. RR Lyraes ljusstyrka (mellan 7:e och 8:e magnituden) gjorde den tillräckligt ljus för att kunna observeras spektroskopiskt på ett sådant sätt att förändringarna i dess spektrum kunde spåras under hela dess variabilitetscykel. Detta gjorde det möjligt för astronomer att mäta förändringar i spektraltyp, samt att upptäcka förekomsten av emissionslinjer.

I sin omfattande översiktsartikel om RR Lyrae från 1916 klargjorde Harlow Shapley att den binära hypotesen om variationer i ”cepheidvariablerna” (som han inkluderade klustervariablerna i) inte stämde överens med både de spektroskopiska och fotometriska variationerna; spektren antydde att ”banorna” för dessa binära variabler måste vara ofysikaliskt små, vilket fotometri som visade på variationer i stigningstiden till maximum krävde ofysikaliska variationer i de hypotetiska banparametrarna. Shapley noterade också ett viktigt faktum om RR Lyrae med hjälp av observationer från Harvardforskaren Oliver Wendell samt sina egna: Maximaltiderna och formen på RR Lyraes ljuskurva varierar på ett cykliskt sätt med en period på cirka 40 dagar. Denna effekt, som senare blev känd som Blazhko-effekten, har fortsatt att utgöra en gåta för astrofysiker fram till idag.

Och även om RR Lyrae inte var den första ”RR Lyrae-stjärnan” som upptäcktes – både klustervariablerna och de två fältstjärnorna U Lep och S Ara kom först – så är RR Lyrae den överlägset ljusaste, och dess ljusstyrka gjorde den till ett lätt mål för både fotometriker och spektroskopister. Namnet RR Lyrae-variabel blev senare en passande titel för denna viktiga klass av stjärnor.

Instabilitetsremsan

RRR Lyrae tillhör en elitklass av pulserande variabler som kallas instabilitetsremsanpulsatorer. Dessa stjärnor, som alla är begränsade till ett smalt område i Hertzsprung-Russelldiagrammet, pulserar av samma anledning: pulsationerna drivs av att strålning delvis hindras från att lämna stjärnan, och den resulterande tryck- och temperaturökningen får dem att expandera. När gravitationen får dem att dra ihop sig igen upprepas cykeln. På grund av de fysiska egenskaperna hos stjärnor och stjärnornas inre kan endast stjärnor med mycket specifika fysiska egenskaper göra detta, och de som kan göra det ligger på en smal diagonal remsa i H-R-diagrammet som går från varma, blå och svaga stjärnor längst ner till vänster till kallare, rödare och ljusare stjärnor längst upp till höger. Där denna remsa skär en gemensam population av stjärnor inom H-R-diagrammet är där man vanligtvis hittar pulsatorer. Där den skär den vita dvärgsekvensen finner man ZZ Ceti-stjärnorna (DAV vita dvärgstjärnor). Där den skär huvudföljden finner man Delta Scuti-stjärnorna. Där den skär den efter huvudsekvensen finns cepheidvariablerna och W Virginis-stjärnorna. Och i stjärnpopulationer med låg metallhalt är det där den skär den horisontella grenen som man hittar RR Lyrae-stjärnorna. RR Lyrae-stjärnorna har en medelhög ljusstyrka mellan de (ljusare) cepheiderna och de (svagare) delta Scuti-stjärnorna.

RR RR Lyrae-stjärnorna är mycket utvecklade medlemmar av stjärnpopulationer med lägre metalliskitet. De har utvecklats genom huvudsekvensen, förbränt allt väte i sina kärnor och sedan gjort en snabb tur uppför den röda jättegrenen efter huvudsekvensen och sedan bosatt sig tillbaka på den horisontella grenen – en kort period i en stjärna med låg metalliskitet där den förbränner helium i sin kärna och väte i ett skal runt kärnan. RR Lyrae-stjärnor är underjättar, mer lysande än vår sol, men mindre lysande än cepheidvariablerna. Globulära kluster med väldefinierade horisontella grenar kan ibland ha ett betydande antal RR Lyrae-stjärnor i sig, ett faktum som vi kan använda oss av på ett mycket bra sätt här på jorden.

Klustervariabler, universum och allting

RR Lyrae-stjärnor är astrofysiskt intressanta i sig själva, men det som gör dem mest intressanta är hur de kan användas. En annan av Harvard-datorerna, Henrietta Swan Leavitt, var till stor del ansvarig för upptäckten av en annan egenhet hos stjärnor på instabilitetsremsan. Leavitt studerade cepheidvariablerna i det lilla magellanska molnet och mätte deras skenbara magnituder och deras pulsationsperioder. Det lilla magellanska molnet var ett viktigt mål eftersom man (korrekt) antog att alla stjärnor i molnet var fysiskt associerade och befann sig på ungefär samma avstånd från jorden. År 1912 fastställde Leavitt ett tydligt samband mellan den synliga ljusstyrkan hos dessa cepheidvariabler i SMC och deras pulsationsperioder – ju ljusare stjärnan är, desto längre är perioden. Dessutom var det ett mycket snävt och väldefinierat förhållande. Man kunde med mycket god noggrannhet uppskatta hur ljusstark en cepheid skulle vara med tanke på dess period och vice versa.

Pl-relationen för cepheider i SMC, som visar magnituden på y-axeln mot log(Period, dagar) på x-axeln. Från Leavitt och Pickering 1912 (Harvard Circular 173).

Detta var en fantastisk upptäckt på grund av vad den innebär: (a) om sambandet period-luminositet är universellt för alla stjärnor, och (b) om man kan hitta något sätt att kalibrera sambandet med hjälp av cepheider med känt avstånd, så kan man använda cepheider och andra pulsatorer med instabilitetsremsor för att mäta avstånd. Astronomer kunde snart kalibrera detta förhållande med hjälp av närliggande stjärnor med kända avstånd genom parallax, och de bekräftade verkligen att förhållandet mellan period och ljusstyrka var verkligt och universellt. Detta förhållande, som kallas period-luminositetsrelationen, var av avgörande betydelse för vår slutliga förståelse av Vintergatans natur och storlek och av universums storlek. Harvard-astronomerna Solon Bailey och Harlow Shapley var viktiga aktörer bakom antagandet och användningen av klustervariablerna som avståndsindikatorer. Shapley deltog själv i den stora debatten 1920 mellan honom och Heber Curtis om Vintergatans storlek och karaktären hos ”spiralnebulosor” (som man nu vet är andra galaxer som vår egen). En stor del av diskussionen handlade om klotformiga kluster – deras avstånd och placering i Vintergatan. Delar av Shapleys argumentation berodde både på fördelningen av klotformiga kluster och deras avstånd från oss. Klustervariablerna – mestadels RR Lyrae-stjärnor – användes som ”standardljus” för att mäta avstånden till klotet och gav oss på så sätt en första glimt av Vintergatans verkliga storlek.

RR Lyrae-stjärnor i Messier 3 (images and animation copyright J. Hartmann, Harvard U., and K. Stanek, Ohio State U.)

Sambandet mellan en pulsators period och dess ljusstyrka är känt som Leavitt-lagen. Den har använts för att mäta allt från avstånden till cepheider, RR Lyrae och delta Scuti inom Vintergatan till att mäta avstånden till galaxer på nästan 100 miljoner ljusårs avstånd. Den används fortfarande idag som ett mätverktyg i kosmos, och det finns ständiga ansträngningar för att bättre förstå och förfina denna relation för alla enskilda klasser av stjärnor på instabilitetsremsan.

Ett sekelgammalt mysterium: Blazjkoeffekten

År 1907 noterade den ryske astronomen Sergej Blazjko för första gången den modulerande amplituden i RW Draconis’ pulsationsljuskurva. Till skillnad från andra liknande pulsatorer var dess ljuskurva inte regelbunden från cykel till cykel, utan förändrades i både amplitud och form på ett regelbundet och förutsägbart sätt. Denna effekt kom att kallas Blazhko-effekten och upptäcktes snart hos många andra RR Lyrae-stjärnor med hög amplitud (de av typ RRab). Klassprototypen RR Lyrae konstaterades själv vara en Blazhko-stjärna av Harlow Shapley, med en Blazhko-period (den tid det tar att genomgå en Blazhko-modulationscykel) på cirka 40 dagar. Den ljusaste av RR Lyrae-stjärnorna har alltså också denna egenhet i pulsationen. Man skulle kunna anta att eftersom Blazhko-stjärnorna har varit kända så länge och inkluderar den ljusstarkaste medlemmen i klassen att effekten skulle vara väl förstådd vid det här laget, men detta märkliga fenomen har förblivit mystiskt fram till i dag. Ett antal förklaringar finns och stora framsteg har gjorts helt nyligen, men en definitiv orsak har ännu inte bevisats.

Vad är några idéer? En av de tidigaste hypoteserna var att Blazhko-stjärnorna var multimodepulsatorer där huvudpulsationen — det radiella grundmodet — interagerade med ett eller flera svaga icke-radiella modus för att skapa amplitudmodulationernas slagmönster. Några ytterligare förfiningar av detta innefattade tillägg av rotation och en icke-linjär interaktion mellan pulsationslägena. En annan möjlighet var att det finns magnetiska cykler i dessa stjärnor som liknar solens 11-åriga magnetiska cykel, men på en kortare tidsskala. Ytterligare förfiningar av den teorin innefattar tanken att stjärnans rotationsaxel inte ligger i linje med de magnetiska polerna, att det finns en interaktion med magnetfält och konvektion, eller kanske någon kombination av alla dessa. Arbete av Chadid et al tyder på att magnetfält troligen inte är orsaken till Blazhkoeffekten; hon och hennes medarbetare fann att RR Lyrae i sig själv inte har något starkt magnetfält (åtminstone över en gräns på 80 Gauss), och därför måste dess Blazhkoeffekt bero på något annat. Ingen teori har dock bevisats bortom alla tvivel.

Blazhko-fenomenet är fortfarande ett viktigt forskningsämne för gruppen som forskar om stjärnföränderlighet, och det finns flera stora anläggningar (inklusive CoRoT-satelliten som visas här) som ägnar tid åt att observera dessa stjärnor. Vart är fältet på väg? Just nu finns det två saker som behövs för att göra stora framsteg: fotometri med mycket hög precision och spektroskopi med hög upplösning i tidsserier. Den högprecisionsfotometrin kommer att hjälpa forskarna att exakt mäta ljuskurvans form, och i Blazhko-stjärnor kan varje liten ojämnhet och svängning ha betydelse. Markbaserad fotometri med en noggrannhet på några millimagnituder samlas fortfarande in och används, men den precision på mikromagnituder och den heltäckande täckning som satelliter som CoRoT och Kepler erbjuder kan ge egna viktiga nya ledtrådar. Szabó et al. (2010) kan faktiskt ha hittat en viktig ledtråd till Blazhkoeffekten med hjälp av ultraprecisa Keplerobservationer av ett halvt dussin stjärnor. De föreslår att ”periodfördubbling” som orsakas av en resonans mellan två pulsationslägen kan vara orsaken. Periodfördubbling, där det finns en skenbar variation med dubbla den faktiska perioden, ses hos RV Tauri- och (ibland) W Vir-stjärnor, även om det i dessa fall ger upphov till mycket större oregelbundenhet.

Samma sak gäller för stora markbaserade teleskop med högupplösta spektrografer som också vänds mot dessa stjärnor, framför allt RR Lyrae själv. Som Geza Kovács noterade i sin recension från 2009: ”…noggranna tidsserier av spektrallinjeanalyser avslöjar eventuella icke-radiella komponenter och låter därmed inkludera (eller utesluta) icke-radiella modus i förklaringen av Blazhko-fenomenet”. Varför är det så? En icke-radiell pulsation innebär att stjärnan inte pulserar i sfärisk symmetri – olika delar av stjärnans yta rör sig in och ut vid olika tidpunkter, och ytans form beror på vilken typ av mode som pulserar. Eftersom olika delar av stjärnan rör sig i olika riktningar med olika hastigheter, och detta kan synas i ett spektrum av stjärnan asymmetrier i absorptionslinjeprofilerna. En absorptionslinje i en stationär gas kommer att ha en linjeprofil som liknar en Gauss – symmetrisk, med en central topp. Men om olika delar av stjärnan rör sig med olika hastigheter i förhållande till vår siktlinje kommer varje gasparti att ha sin egen röd- eller blåförskjutna linjeprofil, vilket resulterar i en enda linjeprofil med vågor och pucklar. Dessa drag kan också skifta runt i våglängd om stjärnan roterar. En noggrann analys av förändringarna i linjeprofilen med tiden kan avslöja förekomsten av icke-radiella modus, eller så kan den utesluta möjligheten.

Som de av er som sysslar med spektroskopi vet är det mycket lättare att få fram ett spektrum av en ljusstark stjärna, och ju högre upplösning spektrumet har, desto längre tid tar det att få ett bra signal-brusförhållande. Det gäller lika mycket för en spektrograf på ett stort markbaserat teleskop som för en spektrograf på C11:an i din bakgård. Eftersom RR Lyrae är den ljusaste Blazhko-stjärnan i gänget förblir den ett viktigt mål för både spektroskopiska och fotometriska observationer av forskarsamhället. I synnerhet var RR Lyrae ett primärt mål för Blazhko-projektet vid universitetet i Wien, och stjärnan har varit ett mål för flera gemensamma observationsprogram av Horace Smith från Michigan, Katrien Kohlenberg från Wien och många andra medarbetare.

RR Lyrae och AAVSO

Och även om den formellt sett inte är en av målstjärnorna för AAVSO:s sektion för kortperiodiska pulsatorer (och inte heller för dess föregångare, AAVSO:s RR Lyrae-kommitté), så har AAVSO mer än 8 500 observationer av RR Lyrae, varav ungefär hälften är visuella, och den andra hälften kommer från intensiva CCD-tidsserier av två observatörer. AAVSO har små sträckor av visuella observationer, vanligtvis en säsong av en observatör, mellan 1976 och 1995, från vilka visuella maximitider (TOM) kan härledas. Från och med 1995 började AAVSO:s visuella grupp observera denna stjärna på allvar, och det finns ett antal cykler från vilka TOMs kan härledas fram till och med idag. Data för RR Lyrae går dock långt tillbaka innan AAVSO:s arkiv; en del av dessa data finns arkiverade i GEOS RR Lyrae-databas.

Fasdiagram för RR Lyrae med hjälp av AAVSO-data: (vänster) Visuella data, JD 2450200-2450400; (höger) V-bandsdata, JD 2453941-2453992, där olika färger står för olika cykler.

RRR Lyrae-forskargruppen har övergått från visuella observationer till att använda CCD-tidsangivelser, eftersom de medger en högre precision när det gäller tid och magnitud och kan avslöja finare detaljer i beteendet hos RR Lyrae-stjärnors tidsangivelser än vad visuella data kan göra. Medan de komplexa problemen inom RR Lyrae-astrofysiken kräver instrumentella observationer för TOMs och för ljuskurvanalys, förblir RR Lyrae ett trevligt visuellt mål med förändringar från minut till minut som ibland är synliga under den stigande grenen av pulseringen.

AAAVSO:s sekvensgrupp har nyligen uppdaterat och utökat sekvensen; visuella observatörer bör använda B-skalekartor och observera med ett instrument med brett fält som kikare eller ett teleskop med låg effekt. Instrumentella observatörer bör ha ett antal jämförelsestjärnor att välja mellan inom fältet, men jämförelser som är jämförbara i ljusstyrka med RR Lyrae själv (mellan V=7,2 och 8,2) ger optimalt signal-brusförhållande. Liksom vid visuell observation ger en bredfältskamera det största utbudet av jämförelsestjärnor. Som alltid uppmuntrar vi instrumentella observatörer att helt reducera, kalibrera och transformera sina observationer, inklusive luftmassakorrigeringar och omvandling till ett standardsystem. Detta kommer att göra det mycket lättare att kombinera dina observationer med andra observatörers observationer.

RR Lyrae är en underskattad pärla bland de variabla stjärnorna i AAVSO:s arkiv. Även om det finns många RR Lyrae-stjärnor som aktivt eftersöks av AAVSO-observatörer och forskarsamhället, förblir RR Lyrae själv ett viktigt mål för moderna astrofysiker. Mer än hundra år efter att den upptäcktes har hemligheterna bakom denna ljusstarka nordliga variabel ännu inte helt avslöjats. Det finns dock ett verkligt hopp och en viss spänning inom astrofysiken om att de komplexa problemen med variabiliteten hos RR Lyrae och andra liknande stjärnor äntligen kan ge upphov till fler och bättre observationsdata mer än ett sekel efter upptäckten. Vår säsongens variabla stjärna, RR Lyrae, visar den obrutna kedjan av upptäckter och förståelse som började för mer än 100 år sedan och sträcker sig fram till idag.

För mer information:

• 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 för 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: 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 (in press)
• The AAVSO Short Period Pulsators Section
• The GEOS RR Lyrae database
• The Blazhko Project at the University of Vienna
• Plottar diagram över RR Lyrae med AAVSO:s Variable Star Plotter
• AAVSO Resources for Variable Star Observers