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RR Lyrae variable

Las estrellas variables RR Lyrae caen en un área particular en un diagrama de color versus brillo de Hertzsprung-Russell .

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 escala de distancias cósmicas . Esta clase lleva el nombre del prototipo y ejemplo más brillante, RR Lyrae .

Son estrellas pulsantes de rama horizontal de clase espectral A o F, con una masa de aproximadamente la mitad de la del Sol . Se cree que perdieron masa durante la fase de rama de gigante roja y alguna vez fueron estrellas de 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 la mecánica cuántica) de estrellas más antiguas.

Descubrimiento y reconocimiento

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

En estudios de cúmulos globulares, estas variables de "tipo cúmulo" estaban siendo rápidamente identificadas 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 Williamina Fleming , y Pickering informó en 1900 como "indistinguible del cúmulo". -variables de tipo". [1]

Desde 1915 hasta la década de 1930, las RR Lyraes fueron cada vez más aceptadas 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 RR Lyrae son estrellas de Población II pobres en metales. [1]

RR Lyraes ha resultado difícil de observar en galaxias externas debido a su debilidad intrínseca. (De hecho, el fracaso de Walter Baade en encontrarlas en la galaxia de Andrómeda le 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 . [1] ) Utilizando el Telescopio Canadá-Francia-Hawái en los años 1980, Pritchet y van den Bergh encontraron RR Lyraes en el halo galáctico de Andrómeda [2] y, más recientemente, en sus cúmulos globulares. [3]

Clasificación

Las estrellas RR Lyrae se dividen convencionalmente en tres tipos principales, [1] siguiendo la clasificación de SI Bailey basada en la forma de las curvas de brillo de las estrellas:

Distribución

Estrellas variables de tipo RR Lyrae cercanas al centro galáctico según el estudio público VVV de ESO

Las estrellas RR Lyrae anteriormente se llamaban "variables de cúmulo" 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. [5] 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 antigüedad, los RR Lyraes se utilizan comúnmente para rastrear ciertas poblaciones en la Vía Láctea, incluido el halo y el disco grueso. [6]

Se conocen varias veces más RR Lyraes que todas las Cefeidas juntas; en la década de 1980, se conocían alrededor de 1.900 en cúmulos globulares. Algunas estimaciones cifran en unos 85.000 en la Vía Láctea. [1]

Aunque los sistemas estelares binarios son comunes en las estrellas típicas, las RR Lyraes rara vez se observan en sistemas binarios. [7]

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 franja de inestabilidad de las Cefeidas , las pulsaciones son causadas por el mecanismo κ , cuando la opacidad del helio ionizado varía con su temperatura.

RR Lyraes son estrellas antiguas, de masa relativamente baja, de Población II , en común con las variables W Virginis y BL Herculis , las Cefeidas de tipo II . Las variables cefeidas clásicas son estrellas I de población 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, sólo 40 o 50 veces más brillante que el Sol . [8] Su período es más corto, generalmente menos de un día, y a veces llega hasta siete horas. Algunas estrellas RRab, incluida la propia RR Lyrae, exhiben el efecto Blazhko en el que hay una modulación de fase y amplitud notoria. [9]

Relaciones período-luminosidad

Curva de luz típica de RR Lyrae

A diferencia de las variables cefeidas, las variables RR Lyrae no siguen una relación estricta período-luminosidad en longitudes de onda visuales, aunque sí en la banda K infrarroja . [10] Normalmente se analizan utilizando una relación período-color, por ejemplo utilizando una función Wesenheit. De esta manera, se pueden utilizar como velas estándar para medir distancias, aunque existen dificultades con los efectos de metalicidad, debilidad y mezcla. El efecto de la combinación 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 múltiples estrellas (sin resolver) 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 distancias cósmicas y puede sesgar la edad estimada del Universo y la constante de Hubble . [11] [12] [13]

Desarrollos recientes

El Telescopio Espacial Hubble ha identificado varios candidatos a RR Lyrae en cúmulos globulares de la galaxia de Andrómeda [3] y ha medido la distancia a la estrella prototipo RR Lyrae. [14]

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 de períodos. [15]

La misión Gaia cartografió 140.784 estrellas RR Lyrae, de las cuales 50.220 no se sabía anteriormente que fueran variables, y para las cuales 54.272 estimaciones de absorción interestelar están disponibles. [dieciséis]

Referencias

  1. ^ abcde Smith, Horacio A. (2004). Estrellas RR Lyrae. Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-54817-5.
  2. ^ Pritchet, Christopher J.; Van Den Bergh, Sidney (1987). "Observaciones de estrellas RR Lyrae en el halo de M31". Revista Astrofísica . 316 : 517. Código bibliográfico : 1987ApJ...316..517P. doi :10.1086/165223.
  3. ^ ab Clementini, G.; Federici, L.; Corsi, C.; Cacciari, C.; Bellazzini, M.; Smith, HA (2001). "Variables de RR Lyrae en los cúmulos globulares de M31: una primera detección de posibles candidatos". La revista astrofísica . 559 (2): L109. arXiv : astro-ph/0108418 . Código Bib : 2001ApJ...559L.109C. doi :10.1086/323973. S2CID  48632444.
  4. ^ Christensen-Dalsgaard, J.; Balona, ​​Luisiana; Garrido, R.; Suárez, JC (20 de octubre de 2012). "Pulsaciones estelares: impacto de la nueva instrumentación y nuevos conocimientos". Actas de astrofísica y ciencia espacial . ISBN 978-3-642-29630-7.
  5. ^ Clemente, Christine M.; Muzzin, Adán; Dufton, Quentin; Ponnampalam, Thivya; Wang, Juan; Burford, Jay; Richardson, Alan; Rosebery, Tara; Rowe, Jason; Hogg, Helen Sawyer (2001). "Estrellas variables en cúmulos globulares galácticos". La Revista Astronómica . 122 (5): 2587–2599. arXiv : astro-ph/0108024 . Código bibliográfico : 2001AJ....122.2587C. doi :10.1086/323719. S2CID  38359010.
  6. ^ Vozyakova, OV; Sefako, R.; Rastorguev, AS; Kravtsov, VV; Kniazev, AY; Berdnikov, LN; Dambis, Alaska (11 de noviembre de 2013). "Variables de RR Lyrae: luminosidades visuales e infrarrojas, colores intrínsecos y cinemática". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 435 (4): 3206–3220. arXiv : 1308.4727 . doi :10.1093/mnras/stt1514. ISSN  0035-8711.
  7. ^ Hajdu, G.; Catelán, M.; Jurcsik, J.; Dékány, I.; Drake, AJ; Marquette, B. (2015). "Nuevas variables de RR Lyrae en sistemas binarios". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 449 (1): L113-L117. arXiv : 1502.01318 . Código Bib : 2015MNRAS.449L.113H. doi :10.1093/mnrasl/slv024.
  8. ^ Layden, CA; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. (agosto de 1996). "La magnitud absoluta y la cinemática de las estrellas RR Lyrae mediante paralaje estadístico". Astron. J.​ 112 : 2110-2131. arXiv : astro-ph/9608108 . Código bibliográfico : 1996AJ....112.2110L. doi :10.1086/118167. S2CID  8732647.
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