Змінні типу RR Ліри

Змі́нні ти́пу RR Лі́ри — тип пульсуючих змінних зір, гігантів спектральних класів A—F, що мають порівняно стабільні криві блиску з періодом 0,2—1,2 доби. Зміна блиску відбувається подібно до класичних цефеїд, але з меншими періодами, тому тривалий час їх називали короткоперіодичними цефеїдами. Наразі використання цього нестрогого терміну не рекомендується, оскільки зорі відрізняються віком, розташуванням на діаграмі Герцшпрунга—Рассела та еволюційним шляхом.

Температура зовнішніх шарів — 6400—7600°К, абсолютна зоряна величина — 0,5m—1m (тобто, вони у 40-50 раз яскравіші Сонця), маса — трохи більше половини сонячної маси. На діаграмі Герцшпрунга-Рассела вони перебувають на горизонтальному відгалуженні, у місці його перетину зі смугою нестабільності. Це старі зорі, що подолали значну частину еволюційного шляху (на головній послідовності).

Історія

Перші змінні такого типу відкрив Бейлі 1895 року. Пізніше було виявлено, що деякі кулясті скупчення містять сотні таких зір. Наприклад, одне з найбільших кулястих скупчень Мессьє 3 містить 186 змінних RR Ліри (враховуються лише зорі з відомими періодами). Втім, вони зустрічаються і в галактичному диску. У четвертому виданні «Загального каталогу змінних зір» (1985) міститься понад 6 тисяч таких змінних, вони складають найчисленіший тип змінності.

Класифікація

За формою кривих блиску зорі цього типу спочатку поділялися на три підтипи: RRa, RRb, RRc. Основний критерій — асиметрія кривої блиску e, яка вимірюється як співвідношення висхідної гілки до загального періоду.

  • RRa (0,1 < e < 0,2) — дуже різкий підйом блиску, тривалий спад (більш, ніж уп'ятеро довший); амплітуда змін — 1,5m—2mV;
  • RRb (0,2 < e < 0,3) — підйом блиску досить різкий, спад триває утричі—вп'ятеро довше; амплітуди дещо менші, періоди — довші;

Між типами RRa та RRb немає чіткої межі — із зростанням періоду крива блиску стає більш симетричною, амплітуда зменшується. Сучасні класифікації[1] поєднують їх в один підтип, який позначають RRab[2].

RRc (0,4 < e < 0,5) — крива блиску майже симетрична (синусоїдальна); періоди короткі (0,2—0,4 доби), амплітуда невелика (< 0,8mV)[3]. Теорії зоряних пульсацій пояснюють суттєві відмінності між підтипами тим, що RRab пульсують в основному тоні, а RRc — в першій його гармоніці.

Пізніше було виявлено деяку кількість зір, що пульсують одночасно в двох модах. Такі об'єкти класифікують до підтипу RR(B)[4]. В англомовній літературі для них застосовують позначення RRd[5].

У деяких змінних типу RR Ліри спостерігається ефект Блажка — зміни періоду та форми кривої блиску, що теж мають періодичний характер.

Примітки
  1. GCVS Variability Types Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia (англ.)
  2. GSVS Query forms: RR Lyr
  3. GSVS Query forms: SX UMa
  4. GSVS Query forms: AQ Leo
  5. Smith, Horace A. RR Lyrae Stars. — Cambridge University Press, 1995. — P. 111. — (Cambridge astrophisics series) — ISBN 0-521-32180-8. (англ.)

Джерела
  1. Н.Н Самусь. Переменные звёзды разд. 2.5. Переменные типа RR Лиры // Учебное пособие по курсу "Астрономия". (рос.)
  2. Зорі типу RR Ліри // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 180-181. — ISBN 966-613-263-X.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.