RR Lyrae 변수

RR Lyrae variable
이 기사는 변광성 등급에 관한 것이다.이 클래스의 원형 스타는 RR Lyrae를 참조하십시오.
거문고자리 RR 변광성은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 밝기 대 색의 특정 영역에 있습니다.

거문고자리 RR 변광성은 구상 성단에서 흔히 발견되는 주기적 변광성입니다.그것들은 은하 거리를 측정하기 위한 표준 초로 사용되며, 우주 거리 사다리에 도움이 됩니다.이 클래스는 프로토타입이자 가장 밝은 예인 RR Lyrae의 이름을 따 명명되었습니다.

질량이 태양의 절반 정도인 분광형 A 또는 F 등급의 맥동 수평 가지별입니다.이들은 적색 거성 분기 단계에서 질량을 떨어뜨린 것으로 보이며, 한때 태양 질량이 0.8 정도로 태양과 비슷하거나 약간 더 작은 별이었다.

현대 천문학에서, 주기-광도 관계는 특히 은하수와 국부 그룹 내에서 비교적 가까운 목표물에 좋은 표준 초가 됩니다.이들은 또한 구상성단과 나이든 별들의 화학(및 양자역학)에 대한 연구에서 자주 다뤄지는 주제이다.

검출과 인식

노란색으로 표시된 수평 가지와 녹색으로 알려진 RR Lyrae 별이 있는 구상 성단 M5의 H-R 다이어그램

구상성단을 조사한 결과, 특히 E. C. 피커링에 의해 1890년대 중반에 이러한 "클러스터형" 변수가 빠르게 확인되었습니다.아마도 RR Lyrae형 별이 성단 밖에서 최초로 발견된 것은 1890년 J. 캅테인이 발견한 U 레포리스일 것이다.시제품 별 RR 거미는 1899년 이전에 윌리엄리나 플레밍에 의해 발견되었으며, 1900년 피커링에 의해 "성단형 [1]변광성과 구별할 수 없다"고 보고되었다.

1915년부터 1930년대까지, 거문고자리 RR은 그들의 짧은 기간, 은하 내의 다른 위치, 그리고 화학적인 차이 때문에, 전통적인 세페이드와 구별되는 별의 부류로 점점 더 받아들여지게 되었다.RR Lyrae 변광성은 금속이 적고 모집단 II [1]별입니다.

RR 거문고 은하는 본래의 희미함 때문에 외부 은하에서 관측하기 어려운 것으로 입증되었습니다.(사실 월터 바데는 안드로메다 은하에서 은하를 발견하지 못했기 때문에 이 은하가 예상보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있다고 의심하게 되었고, 세페이드 변광성의 보정을 재고하고, 항성 종족 개념을 제안하게 되었습니다.)[1]1980년대에 캐나다-프랑스-하와이 망원경을 이용하여, 프리쳇과 반 덴 버그는 안드로메다의 은하[2] 후광에서, 그리고 최근에는 [3]구상 성단에서 RR 리라를 발견했습니다.

분류

거문고자리 RR별은 별 밝기 곡선의 모양을 기준으로 S.I. Bailey가 분류한 다음 세 가지 [1]주요 유형으로 구분됩니다.

  • RRab 변수는 관측된 모든 RR Lyrae의 91%를 차지하며 RR Lyrae의 전형적인 급격한 밝기 상승을 나타낸다.
  • RRc는 관찰된 RR Lyrae의 9%를 차지하며 덜 흔하며, 기간이 짧고 사인파 변화가 많다.
  • RRd는 시스템에서 RR Lyrae의 1% ~ 30%[4]를 차지하는 희귀하며 RRab 및 RRc와는 달리 이중 모드 펄서입니다.

분배

VVESO 공개 조사에서 은하 중심에 가까운 RR Lyrae형 변광성

RR 거문고 별은 구상성단과의 연관성이 강하기 때문에 이전에는 "성단 변광성"으로 불렸다. 반대로 구상성단에서 알려진 모든 변광성의 80% 이상은 거문고자리 RR이다.[5]RR Lyrae 별은 은하면과 강하게 관련되어 있는 전통적인 세페이드와 달리 모든 은하 위도에서 발견됩니다.

RR 리라에는 나이가 많기 때문에, 후광과 두꺼운 [6]원반을 포함한 은하수의 특정 종족을 추적하는 데 일반적으로 사용됩니다.

1980년대에는 구상성단에서 약 1900개의 RR 리라(RR Lyraes)가 모두 세페이드로 알려져 있었다.일부 추정치는 은하수에 약 85,000개가 있다.[1]

전형적인 별에는 쌍성계가 흔하지만, 거문고자리 RR은 [7]쌍성으로 관측되는 경우는 매우 드물다.

특성.

거문고자리 RR 별들은 세페이드 변광성과 비슷한 방식으로 펄스를 하지만, 이 별들의 성격과 역사는 다소 다른 것으로 생각된다.세페이드 불안정 띠의 모든 변수와 마찬가지로 맥동은 이온화된 헬륨의 불투명도가 온도에 따라 변하는 δ-메커니즘에 의해 발생합니다.

RR 거문고는 세페이드형인 W 처녀자리 및 BL 허큘리스 변광성과 공통적으로 오래된, 상대적으로 질량이 작은 종족 II 별이다.고전적인 세페이드 변광성은 질량이 큰 I형 별입니다.거문고자리 RR형 변광성은 세페이드형 변광성보다 훨씬 흔하지만 밝기도 훨씬 덜하다.거문고자리 RR 별의 평균 절대 등급은 약 +0.75로 우리 [8]태양보다 40~50배 정도 밝습니다.이들의 주기는 더 짧고, 보통 하루도 채 안 되며, 때로는 7시간까지 이르기도 한다.RR Lyrae 자체를 포함한 일부 RRab 별들은 눈에 띄는 위상 및 진폭 [9]변조가 있는 Blazhko 효과를 보인다.

주기-광도 관계

일반적인 RR Lyrae 광도 곡선

세페이드 변광성과 달리, RR Lyrae 변광성은 가시 파장에서는 엄격한 주기-광도 관계를 따르지 않지만, 적외선 K [10]대역에서는 그러합니다.그것들은 보통 주기-색상-관계를 사용하여 분석된다(예: 베센하이트 함수를 사용한다).이렇게 하면 금속성, 희미함, 혼합의 영향으로 어려움이 있지만 거리 측정의 표준 초로 사용할 수 있습니다.혼합의 효과는 구상성단의 중심부 근처에서 표본으로 추출된 RR Lyrae 변수에 영향을 미칠 수 있으며, 너무 밀도가 높아 저분해능 관측에서는 여러 개의 별이 단일 표적으로 나타날 수 있습니다.따라서 분해되지 않은 별들이 밝기를 결정하는 데 기여한다는 점을 고려할 때 단일 별(예: RR Lyrae 변수)에 대해 측정된 밝기는 잘못해서 너무 밝습니다.결과적으로, 계산된 거리는 잘못되었고, 일부 연구자들은 혼합 효과가 우주 거리 사다리에 체계적인 불확실성을 가져올 수 있고, 우주의 추정 나이와 허블 [11][12][13]상수를 왜곡시킬 수 있다고 주장해왔다.

최근의 동향

허블 우주 망원경은 안드로메다[3] 은하의 구상 성단에서 여러 개의 RR Lyrae 후보를 확인했으며 원형 별 RR [14]Lyrae까지의 거리를 측정했습니다.

케플러 우주망원경은 장기간에 걸쳐 일정한 간격으로 하나의 장에 대한 정확한 광도 측정 범위를 제공했습니다.RR Lyrae 자체를 포함한 37개의 알려진 RR Lyrae 변광성이 케플러 영역 내에 존재하며 주기 두 배와 같은 새로운 현상이 발견되었습니다.[15]

Gaia 미션은 140,784개의 RR 거문고별을 지도화했는데, 이 중 50,220개는 변광성이 없는 것으로 알려져 있으며, 54,272개의 성간 흡수 추정치가 [16]있다.

레퍼런스

  1. ^ a b c d e Smith, Horace A. (2004). RR Lyrae Stars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-54817-5.
  2. ^ Pritchet, Christopher J.; Van Den Bergh, Sidney (1987). "Observations of RR Lyrae stars in the halo of M31". Astrophysical Journal. 316: 517. Bibcode:1987ApJ...316..517P. doi:10.1086/165223.
  3. ^ a b Clementini, G.; Federici, L.; Corsi, C.; Cacciari, C.; Bellazzini, M.; Smith, H. A. (2001). "RR Lyrae Variables in the Globular Clusters of M31: A First Detection of Likely Candidates". The Astrophysical Journal. 559 (2): L109. arXiv:astro-ph/0108418. Bibcode:2001ApJ...559L.109C. doi:10.1086/323973.
  4. ^ Christensen-Dalsgaard, J.; Balona, L. A.; Garrido, R.; Suárez, J.C. (Oct 20, 2012). "Stellar Pulsations: Impact of New Instrumentation and New Insights". Astrophysics and Space Science Proceedings. ISBN 978-3-642-29630-7.
  5. ^ Clement, Christine M.; Muzzin, Adam; Dufton, Quentin; Ponnampalam, Thivya; Wang, John; Burford, Jay; Richardson, Alan; Rosebery, Tara; Rowe, Jason; Hogg, Helen Sawyer (2001). "Variable Stars in Galactic Globular Clusters". The Astronomical Journal. 122 (5): 2587–2599. arXiv:astro-ph/0108024. Bibcode:2001AJ....122.2587C. doi:10.1086/323719.
  6. ^ Vozyakova, O. V.; Sefako, R.; Rastorguev, A. S.; Kravtsov, V. V.; Kniazev, A. Y.; Berdnikov, L. N.; Dambis, A. K. (2013-11-11). "RR Lyrae variables: visual and infrared luminosities, intrinsic colours and kinematics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (4): 3206–3220. arXiv:1308.4727. doi:10.1093/mnras/stt1514. ISSN 0035-8711.
  7. ^ Hajdu, G.; Catelan, M.; Jurcsik, J.; Dékány, I.; Drake, A.J.; Marquette, B. (2015). "New RR Lyrae variables in binary systems". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 449 (1): L113–L117. arXiv:1502.01318. Bibcode:2015MNRAS.449L.113H. doi:10.1093/mnrasl/slv024.
  8. ^ Layden, A. C.; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. (August 1996). "The Absolute Magnitude and Kinematics of RR Lyrae Stars via Statistical Parallax". Astron. J. 112: 2110–2131. arXiv:astro-ph/9608108. Bibcode:1996AJ....112.2110L. doi:10.1086/118167.
  9. ^ Szabó, R.; Kolláth, Z.; Molnár, L.; Kolenberg, K.; Kurtz, D. W.; Bryson, S. T.; Benkő, J. M.; Christensen-Dalsgaard, J.; Kjeldsen, H.; Borucki, W. J.; Koch, D.; Twicken, J. D.; Chadid, M.; Di Criscienzo, M.; Jeon, Y.-B.; Moskalik, P.; Nemec, J. M.; Nuspl, J. (2010). "Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 409 (3): 1244. arXiv:1007.3404. Bibcode:2010MNRAS.409.1244S. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17386.x.
  10. ^ Catelan, M.; Pritzl, Barton J.; Smith, Horace A. (2004). "The RR Lyrae Period-Luminosity Relation. I. Theoretical Calibration". The Astrophysical Journal Supplement Series. 154 (2): 633. arXiv:astro-ph/0406067. Bibcode:2004ApJS..154..633C. doi:10.1086/422916.
  11. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W.; Lane, D. (2012). "The Impact of Contaminated RR Lyrae/Globular Cluster Photometry on the Distance Scale". The Astrophysical Journal Letters. 752 (1): L10. arXiv:1205.0255. Bibcode:2012ApJ...752L..10M. doi:10.1088/2041-8205/752/1/L10.
  12. ^ Lee, Jae-Woo; López-Morales, Mercedes; Hong, Kyeongsoo; Kang, Young-Woon; Pohl, Brian L.; Walker, Alistair (2014). "Toward a Better Understanding of the Distance Scale from RR Lyrae Variable Stars: A Case Study for the Inner Halo Globular Cluster NGC 6723". The Astrophysical Journal Supplement. 210 (1): 6. arXiv:1311.2054. Bibcode:2014ApJS..210....6L. doi:10.1088/0067-0049/210/1/6.
  13. ^ Neeley, J. R.; Marengo, M.; Bono, G.; Braga, V. F.; Dall'Ora, M.; Stetson, P. B.; Buonanno, R.; Ferraro, I.; Freedman, W. L.; Iannicola, G.; Madore, B. F.; Matsunaga, N.; Monson, A.; Persson, S. E.; Scowcroft, V.; Seibert, M. (2015). "On the Distance of the Globular Cluster M4 (NGC 6121) Using RR Lyrae Stars. II. Mid-infrared Period-luminosity Relations". The Astrophysical Journal. 808 (1): 11. arXiv:1505.07858. Bibcode:2015ApJ...808...11N. doi:10.1088/0004-637X/808/1/11.
  14. ^ Benedict, G. Fritz; et al. (January 2002). "Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator RR Lyrae". The Astronomical Journal. 123 (1): 473–484. arXiv:astro-ph/0110271. Bibcode:2002AJ....123..473B. doi:10.1086/338087.
  15. ^ Kinemuchi, Karen (2011). "RR Lyrae Research with the Kepler Mission". RR Lyrae Stars. 5: 74. arXiv:1107.0297. Bibcode:2011rrls.conf...74K.
  16. ^ Riello, M.; Evans, D. W.; Szabados, L.; Sarro, L. M.; Regibo, S.; Ridder, J. De; Eyer, L.; Lecoeur-Taibi, I.; Mowlavi, N. (2019-02-01). "Gaia Data Release 2 - Specific characterisation and validation of all-sky Cepheids and RR Lyrae stars". Astronomy & Astrophysics. 622: A60. arXiv:1805.02079. Bibcode:2019A&A...622A..60C. doi:10.1051/0004-6361/201833374. ISSN 0004-6361.

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