Variable RR Lyrae - RR Lyrae variable

Este artículo trata sobre la clase de estrella variable. Para la estrella prototipo de la clase, vea RR Lyrae .
Las estrellas variables RR Lyrae caen en un área particular en un diagrama de Hertzsprung-Russell de color versus brillo.

Las variables RR Lyrae son estrellas variables periódicas , que se encuentran comúnmente en cúmulos globulares . Se utilizan como velas estándar para medir distancias (extra) galácticas, ayudando con la escalera de distancias cósmicas . Esta clase lleva el nombre del prototipo y ejemplo más brillante, RR Lyrae .

Son estrellas pulsantes de ramas horizontales de clase espectral A o F, con una masa de aproximadamente la mitad de la del Sol . Se cree que han perdido masa durante la fase de ramificación de la gigante roja , y alguna vez fueron estrellas de masa similar o ligeramente menor que la del Sol, alrededor de 0,8 masas solares.

En la astronomía contemporánea, una relación período-luminosidad las convierte en buenas velas estándar para objetivos relativamente cercanos, especialmente dentro de la Vía Láctea y el Grupo Local . También son temas frecuentes en los estudios de cúmulos globulares y la química (y mecánica cuántica) de estrellas más antiguas.

Descubrimiento y reconocimiento

Diagrama de HR para el cúmulo globular M5 , con la rama horizontal marcada en amarillo y las estrellas RR Lyrae conocidas en verde

En estudios de cúmulos globulares, estas variables de "tipo cúmulo" se identificaron rápidamente a mediados de la década de 1890, especialmente por EC Pickering . Probablemente, la primera estrella definitivamente del tipo RR Lyrae encontrada fuera de un cúmulo fue U Leporis , descubierta por J. Kapteyn en 1890. La estrella prototipo RR Lyrae fue descubierta antes de 1899 por William Fleming , y Pickering en 1900 informó que era "indistinguible del cúmulo". -variables de tipo ".

Desde 1915 hasta la década de 1930, RR Lyraes fue cada vez más aceptada como una clase de estrella distinta de las Cefeidas clásicas , debido a sus períodos más cortos, diferentes ubicaciones dentro de la galaxia y diferencias químicas. Las variables de RR Lyrae son estrellas de Población II pobres en metales.

RR Lyraes ha demostrado ser difícil de observar en galaxias externas debido a su debilidad intrínseca. (De hecho, el hecho de que Walter Baade no los encontrara en la Galaxia de Andrómeda lo llevó a sospechar que la galaxia estaba mucho más lejos de lo previsto, a reconsiderar la calibración de las variables cefeidas y a proponer el concepto de poblaciones estelares ). Telescopio Canadá-Francia-Hawai en la década de 1980, Pritchet & van den Bergh encontraron RR Lyraes en el halo galáctico de Andrómeda y, más recientemente, en sus cúmulos globulares.

Clasificación

Las estrellas RR Lyrae se dividen convencionalmente en tres tipos principales, siguiendo la clasificación de SI Bailey basada en la forma de las curvas de brillo de las estrellas:

  • Las variables RRab son las más comunes, representan el 91% de todas las RR Lyrae observadas, y muestran los pronunciados aumentos de brillo típicos de RR Lyrae
  • Los RRc son menos comunes, representan el 9% de los RR Lyrae observados, y tienen períodos más cortos y más variación sinusoidal
  • Los RRd son raros, representan entre <1% y 30% de RR Lyrae en un sistema, y ​​son pulsadores de modo doble, a diferencia de RRab y RRc

Distribución

Estrellas variables de tipo RR Lyrae cercanas al centro galáctico de la encuesta pública VVV ESO

Las estrellas RR Lyrae se llamaban anteriormente "variables de cúmulos" debido a su fuerte (pero no exclusiva) asociación con cúmulos globulares ; por el contrario, más del 80% de todas las variables conocidas en los cúmulos globulares son RR Lyraes. Las estrellas RR Lyrae se encuentran en todas las latitudes galácticas, a diferencia de las Cefeidas clásicas , que están fuertemente asociadas con el plano galáctico.

Debido a su vejez, los RR Lyraes se usan comúnmente para rastrear ciertas poblaciones en la Vía Láctea, incluido el halo y el disco grueso.

Se conocen varias veces más RR Lyraes que todas las Cefeidas combinadas; en la década de 1980, se conocían alrededor de 1900 en cúmulos globulares. Algunas estimaciones tienen alrededor de 85.000 en la Vía Láctea.

Aunque los sistemas estelares binarios son comunes para las estrellas típicas, las RR Lyrae rara vez se observan en pares.

Propiedades

Las estrellas RR Lyrae pulsan de manera similar a las variables Cefeidas , pero se cree que la naturaleza y la historia de estas estrellas son bastante diferentes. Como todas las variables en la tira de inestabilidad de cefeidas , las pulsaciones son causadas por el mecanismo κ , cuando la opacidad del helio ionizado varía con su temperatura.

RR Lyraes son estrellas de Población II viejas, de masa relativamente baja , en común con las variables W Virginis y BL Herculis , las Cefeidas de tipo II . Las variables cefeidas clásicas son estrellas de población I de mayor masa . Las variables RR Lyrae son mucho más comunes que las cefeidas, pero también mucho menos luminosas. La magnitud absoluta promedio de una estrella RR Lyrae es de aproximadamente +0,75, solo 40 o 50 veces más brillante que nuestro Sol . Su período es más corto, por lo general menos de un día, a veces hasta siete horas. Algunas estrellas RRab, incluida la propia RR Lyrae, exhiben el efecto Blazhko en el que hay una notable modulación de fase y amplitud.

Relaciones período-luminosidad

Curva de luz típica de RR Lyrae

A diferencia de las variables cefeidas, las variables RR Lyrae no siguen una estricta relación período-luminosidad en las longitudes de onda visuales, aunque sí en la banda K infrarroja . Normalmente se analizan utilizando una relación período-color, por ejemplo, utilizando una función Wesenheit. De esta manera, pueden usarse como velas estándar para mediciones de distancia, aunque existen dificultades con los efectos de metalicidad, desmayo y fusión. El efecto de la mezcla puede afectar las variables de RR Lyrae muestreadas cerca de los núcleos de los cúmulos globulares, que son tan densos que en observaciones de baja resolución, varias estrellas (no resueltas) pueden aparecer como un solo objetivo. Por lo tanto, el brillo medido para esa estrella aparentemente única (por ejemplo, una variable RR Lyrae) es erróneamente demasiado brillante, dado que esas estrellas no resueltas contribuyeron al brillo determinado. En consecuencia, la distancia calculada es incorrecta y ciertos investigadores han argumentado que el efecto de combinación puede introducir una incertidumbre sistemática en la escala de distancia cósmica y puede sesgar la edad estimada del Universo y la constante de Hubble .

Desarrollos recientes

El telescopio espacial Hubble ha identificado varios candidatos RR Lyrae en cúmulos globulares de la galaxia de Andrómeda y ha medido la distancia a la estrella prototipo RR Lyrae.

El telescopio espacial Kepler proporcionó una cobertura fotométrica precisa de un solo campo a intervalos regulares durante un período prolongado. 37 variables conocidas de RR Lyrae se encuentran dentro del campo de Kepler, incluido el propio RR Lyrae, y se han detectado nuevos fenómenos como la duplicación del período.

La misión Gaia mapeó 140,784 RR Lyraes, de las cuales 50,220 no se sabía que fueran variables, y para las cuales están disponibles 54,272 estimaciones de absorción interestelar .

Referencias

enlaces externos