Змі́нні ти́пу RR Лі́ри — клас пульсуючих змінних зір, прототипом якого є зоря RR Ліри. Такі зорі доволі старі й маломасивні та трапляються переважно в кулястих скупченнях. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела вони перебувають на горизонтальній гілці, у місці її перетину зі смугою нестабільності.

Це гіганти 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. Температура зовнішніх шарів — 6400—7600 К, маса — трохи більше половини сонячної маси, абсолютна зоряна величина — 0,5—1m (тобто вони у 40—50 раз яскравіші Сонця). Оскільки світності всіх зір типу RR Ліри майже однакові, їх використовують як стандартні свічки.

Історія вивчення Змінні типу RR Ліри вперше відкрив у 1895 році Солон Ірвінг Бейлі, досліджуючи кулясте зоряне скупчення Омега Центавра. Протягом наступних 20 років він відкрив і вивчив багато змінних зір у кулястих скупченнях, запровадив їхню класифікацію на основі форми кривих блиску, яку з певними змінами використовують дотепер.

У 1899 році Вільяміна Флемінг відкрила саму зорю RR Ліри, яка стала прототипом цього класу, а в 1901 році виявила її змінність.

На початку XX століття Сергій Миколайович Блажко виявив, що форма кривої блиску та амплітуда зміни яскравості у зір XZ Лебедя і RW Дракона змінюються з часом. Це явище дістало назву ефекту Блажка.

Характеристики Змінні типу RR Ліри є гігантами спектрального класу A, що лежать на горизонтальній гілці діаграми Герцшпрунга — Рассела. Світності таких зір відрізняються мало, становлять близько 40 (абсолютні зоряні величини — зазвичай 0,4—0,8m) і залежать головно від металічності:

Тому змінні типу RR Ліри використовують як стандартні свічки. Їхні маси становлять близько 0,7 . За такої маси високу світність пояснює те, що ці зорі перебувають на пізніших стадіях еволюції: їхній вік перевищує 12 мільярдів років. Отже, це старі зорі, що належать до населення II, містять мало важких елементів і розташовані в сферичній підсистемі Галактики. Такі зорі трапляються в кулястих скупченнях, але не в розсіяних, оскільки останні руйнуються значно швидше; у подвійних системах вони майже не зустрічаються. Оскільки змінні зорі зазвичай не позначають на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, зорі типу RR Ліри утворюють так званий пробіл Шварцшильда.

Періоди пульсацій таких зір становлять 0,2—1,2 доби, а амплітуди змін блиску — до 2m. Криві блиску характеризуються швидким зростанням світності та повільним спадом. Як і в цефеїд, максимум світності збігається з максимумом температури. Крім того, у деяких змінних типу RR Ліри спостерігають ефект Блажка — періодичну зміну форми кривої блиску та її амплітуди. Період цих змін зазвичай на два порядки перевищує період пульсацій зорі й, імовірно, пов'язаний із пульсаціями магнітного поля зорі. Ефект Блажка, ймовірно, не пов'язаний з еволюційними змінами — за розрахунками, зміна періоду змінності внаслідок еволюції становить близько 0,1 доби за мільйон років.

Ще одна особливість змінних типу RR Ліри полягає в тому, що під час визначення спектрального класу за різними лініями отримують різні результати. Для кількісного опису цієї різниці використовують так званий індекс Престона :

тобто беруть різницю спектральних класів, визначених за лініями іонізованого кальцію та водню, і множать її на 10. Наприклад, якщо водневий спектральний клас — A8, а кальцієвий — A5, то . Індекс Престона для різних зір цього класу зазвичай змінюється від 0 до 10, тобто різниця може сягати цілого спектрального класу. Виявилося, що цей індекс пов'язаний із вмістом важких елементів у зорі — металічність таких змінних змінюється від майже сонячної до значень, менших за сонячну на три порядки.

Класифікація В Загальному каталозі змінних зір змінні типу RR Ліри поділяють на два типи: RRAB — змінні з асиметричною кривою блиску (крутіша висхідна гілка), періодами від 0,3 до 1,2 доби та амплітудами від 0,5m до 2m (приклад — RR Ліри). Спочатку Бейлі виокремив два класи — RRa і RRb, що відрізнялися крутизною висхідної гілки. Однак згодом з'ясували, що чіткої межі між ними немає, і їх об'єдналиGCVS Variability Types Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia . RRC — змінні з більш симетричними, близькими до синусоїдальних кривими блиску, періодами від 0,2 до 0,4 доби та амплітудами, що не перевищують 0,5m (приклад — ). У сучасній теорії зоряних пульсацій вважають, що, на відміну від підтипу RRab (який пульсує в основному тоні), зорі підтипу RRc пульсують в обертоні. Пізніше виявили деяку кількість зір, що пульсують одночасно у двох модах. У Загальному каталозі змінних зір такі об'єкти відносять до підтипу RR(B). В англомовній літературі для них застосовують позначення RRd .

Фізика явища

Механізм пульсацій

Зазвичай зорі перебувають у термодинамічній рівновазі, тобто внутрішній тиск газу в зорі врівноважує її власну вагу. Якщо ця рівновага порушується, наприклад, зоря розширюється або стискається, вона прагне повернутися до стану рівноваги, і в ній виникають коливання. Період таких коливань пов'язаний із густиною зорі таким чином:

де  — гравітаційна стала. Наприклад, для Сонця із середньою густиною 1,4 г/см3 період становить трохи менше години.

Якщо звичайна зоря з якихось причин втрачає рівновагу, вона починає коливатися, але ці коливання швидко затухають. Спостереження пульсуючих змінних показують, що їхні коливання не затухають, отже, вони мають певне джерело енергії. У 1917 році Артур Еддінгтон запропонував механізм, який нині є загальноприйнятим і має назву «каппа-механізм» або «клапан Еддінгтона».

Сам механізм полягає в наступному: у пульсуючих змінних є шар іонізованого гелію завтовшки 1—2 % радіуса зорі. He III (двічі іонізований гелій) менш прозорий, ніж He II (одноразово іонізований гелій), і зі зростанням температури більша частка гелію стає двічі іонізованою. Через це шар гелію стає менш прозорим, затримує енергію і нагрівається, що спричиняє розширення зорі. Під час розширення температура шару гелію знову знижується, відбувається часткова рекомбінація He III з утворенням He II, і шар стає прозорішим, пропускаючи променисту енергію у зовнішні шари. Унаслідок цього тиск у внутрішніх шарах зорі зменшується, під дією сили тяжіння зоря знову стискається, і процес повторюється.

Крім того, каппа-механізм пульсацій можливий не для всіх зір. Пульсувати можуть лише зорі з певними температурами, і такі зорі на діаграмі Герцшпрунга — Рассела утворюють смугу нестабільності.

Еволюційна стадія зір типу RR Ліри

На найдовшому етапі життя зорі — головній послідовності — зорі спалюють водень у ядрі, але в певний момент він вичерпується. Зоря сходить з головної послідовності, проходить стадії субгіганта та червоного гіганта, після чого в зорях з масами менше ніж 2,5—3 відбувається гелієвий спалах — вибухоподібний запуск реакцій за участю гелію, і зоря переходить на так звану горизонтальну гілку.

Зорі горизонтальної гілки мають майже однакові світності, але різні температури поверхні. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела через горизонтальну гілку проходить смуга нестабільності, і в місці їх перетину немає зір із постійним блиском — цю область називають «пробілом Шварцшильда». Змінні типу RR Ліри розташовані саме в цій прогалині, і щоб потрапити до неї одразу після гелієвого спалаху або через певний час, зорі повинні мати початкову масу 0,8—0,9 , оскільки в ході еволюції така зоря втрачає 0,1—0,2 , а також відповідний вік, адже тривалість життя зорі безпосередньо залежить від її маси.

Зв'язок параметрів кулястих скупчень і змінних типу RR Ліри

Не всі кулясті скупчення однаково багаті на змінні типу RR Ліри: наприклад, у скупченні M 13 таких змінних майже немає, оскільки зорі горизонтальної гілки там надто гарячі. Натомість у скупченні 47 Тукана вся горизонтальна гілка лежить у області нижчих температур, і зір типу RR Ліри там також майже немає. Морфологія горизонтальної гілки скупчення залежить від вмісту в ньому важких елементів: чим нижча металічність скупчення, тим більш «блакитною» буде горизонтальна гілка. Водночас, хоча залежність між металічністю і положенням горизонтальної гілки добре простежується, параметри скупчень мають доволі значний розкид відносно цієї залежності. Це означає, що на морфологію горизонтальної гілки впливає ще якийсь параметр або їхня сукупність. Вважають, що це можуть бути вміст вуглецю, азоту та кисню в зорях або інші характеристики, однак поки що не вдалося повністю пояснити все спостережуване різноманіття кулястих скупчень. Таким чином, залишається невирішеною проблема другого параметра (або «проблема третього параметра», якщо враховувати вплив віку скупчення).

Також під час дослідження кулястих скупчень виявили таку особливість: якщо для кожного скупчення з достатньою кількістю змінних типу RR Ліри усереднити періоди змінних підтипу RRAB, то скупчення можна поділити на два класи: перший (Oo I, приклад — M 3) має середній період близько 0,55 доби, а другий (Oo II, приклад — M 15) — близько 0,65 доби. Це явище дістало назву «ефект Оостергоффа». Попри певний розкид періодів навколо цих значень, у Чумацькому Шляху не виявлено скупчень із проміжним значенням усередненого періоду.

Див. також RR Ліри Горизонтальна гілка Цефеїда Астросейсмологія

Примітки

Література