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RR Lyrae variable

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, lo que ayuda a la escala de distancias cósmicas . Esta clase recibe su nombre del prototipo y ejemplo más brillante, RR Lyrae .

Son estrellas pulsantes de la rama horizontal de clase espectral A o F, con una masa de alrededor de la mitad de la del Sol . Se cree que perdieron masa durante la fase de la rama gigante roja y alguna vez fueron estrellas de alrededor de 0,8 masas solares.

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

Descubrimiento y reconocimiento

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

En los estudios de cúmulos globulares, estas variables "tipo cúmulo" se estaban identificando 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 Williamina Fleming y reportada por Pickering en 1900 como "indistinguible de las variables tipo cúmulo". [1]

Desde 1915 hasta la década de 1930, las RR Lyrae 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]

Las RR Lyraes han resultado difíciles de observar en galaxias externas debido a su debilidad intrínseca. (De hecho, el fracaso de Walter Baade al no encontrarlas 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 . [1] ) Utilizando el Telescopio Canadá-Francia-Hawái en la década de 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 sondeo público VVV de ESO

Las estrellas RR Lyrae se denominaban anteriormente "variables de cúmulo" debido a su fuerte (pero no exclusiva) asociación con los cúmulos globulares ; a la inversa, más del 80% de todas las variables conocidas en los cúmulos globulares son RR Lyrae. [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, las 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 1900 en cúmulos globulares. Algunas estimaciones sitúan alrededor de 85.000 en la Vía Láctea. [1]

Aunque los sistemas estelares binarios son comunes para las estrellas típicas, las RR Lyraes se observan muy raramente 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.

Las RR Lyrae 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 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 el Sol . [8] Su período es más corto, típicamente menos de un día, a veces llegando hasta las siete horas. Algunas estrellas RRab, incluida la propia RR Lyrae, exhiben el efecto Blazhko en el que hay una modulación de fase y amplitud notable. [9]

Relaciones periodo-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 longitudes de onda visuales, aunque sí lo hacen en la banda K infrarroja . [10] Normalmente se analizan utilizando una relación período-color, por ejemplo utilizando una función de Wesenheit. De esta manera, se pueden utilizar como velas estándar para mediciones de distancia, aunque existen dificultades con los efectos de la metalicidad, la debilidad y la mezcla. El efecto de la mezcla puede afectar a las variables RR Lyrae muestreadas cerca de los núcleos de los cúmulos globulares, que son tan densos que en observaciones de baja resolución pueden aparecer múltiples estrellas (sin resolver) 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 sin resolver contribuyeron al brillo determinado. En consecuencia, la distancia calculada es incorrecta, y ciertos investigadores han argumentado que el efecto de mezcla puede introducir una incertidumbre sistemática en la escala de distancia cósmica y puede sesgar la edad estimada del Universo y la constante de Hubble . [11] [12] [13]

Acontecimientos 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 único campo a intervalos regulares durante un período prolongado. 37 variables RR Lyrae conocidas se encuentran dentro del campo Kepler, incluida la propia RR Lyrae, y se han detectado nuevos fenómenos como la duplicación del período. [15]

La misión Gaia cartografió 140.784 estrellas RR Lyrae, de las cuales 50.220 no se sabía previamente que fueran variables, y para las que hay disponibles 54.272 estimaciones de absorción interestelar . [16]

Referencias

  1. ^ abcde Smith, Horace A. (2004). RR Lyrae Stars. 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". Astrophysical Journal . 316 : 517. Bibcode :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 candidatos probables". The Astrophysical Journal . 559 (2): L109. arXiv : astro-ph/0108418 . Código Bibliográfico :2001ApJ...559L.109C. doi :10.1086/323973. S2CID  48632444.
  4. ^ Christensen-Dalsgaard, J.; Balona, ​​LA; Garrido, R.; Suárez, JC (20 de octubre de 2012). "Pulsaciones estelares: impacto de nueva instrumentación y nuevos conocimientos". Astrophysics and Space Science Proceedings . 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.; Catelan, M.; Jurcsik, J.; Dékány, I.; Drake, AJ; Marquette, B. (2015). "Nuevas variables RR Lyrae en sistemas binarios". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 449 (1): L113–L117. arXiv : 1502.01318 . Código Bibliográfico :2015MNRAS.449L.113H. doi : 10.1093/mnrasl/slv024 .
  8. ^ Layden, AC; 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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