Variabila RR Lyrae

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Poziția în diagrama HR a variabilelor RR Lyrae.

Variabilele RR Lyrae (care își iau numele din prototipul categoriei stelei variabile RR Lyrae ) sunt stele în faza centrală de fuziune a heliului în carbon și oxigen care sunt supuse unor pulsații radiale periodice care corespund unei variații a luminozității modulate de ciclul pulsational si deci si periodic. Cel mai important observabil al acestui fenomen este, prin urmare, tendința luminozității obiectului stelar în funcție de timp (așa-numita curbă a luminii ), urmată de cei doi parametri fundamentali, amplitudinea și perioada pulsației.

Generalitate

Stelele variabile sunt structuri stelare caracterizate de instabilități dinamice la scară largă, instabilități care implică, în general, părțile exterioare ale structurii cu o periodicitate mai mult sau mai puțin precisă. Cea mai comună și simplă categorie de astfel de mișcări dinamice este cea corespunzătoare pulsațiilor radiale: o stea supusă acestui tip de mișcare își menține simetria sferică în orice moment, în timp ce raza sa suferă o variație periodică în timp. Aceste pulsații radiale corespund unei variații a luminozității suprafeței stelei, modulată de ciclul pulsațional și, prin urmare, periodică. Această proprietate a stelelor pulsatoare este cu siguranță cel mai evident fenomen observabil, caracterizat prin așa-numita curbă de lumină variabilă, adică tendința strălucirii aparente a obiectului stelar în funcție de timp în timpul unui ciclu pulsational complet.

În aspectul său cel mai general, fenomenul pulsațional este descris de cei doi parametri fundamentali: amplitudinea și perioada pulsației. În diferite obiecte, amplitudinea variației de luminozitate indusă de pulsație poate varia de la câteva miimi de magnitudine până la mai mult de o magnitudine, în timp ce perioada poate varia de la fracțiuni de zi până la multe luni. De mult s-a înțeles că la originea fenomenului pulsațional există o modulație a fluxului de fotoni care iese din structură, cauzată de mecanisme de interacțiune radiație - materie (opacitate radiativă).

Banda orizontală din figură reprezintă ramura orizontală . Partea ramurii orizontale care apare goală este banda de instabilitate .

În general, instabilitatea pulsațională se așteaptă, așadar, să depindă de compoziția chimică a straturilor pulsatorii și, pentru fiecare compoziție chimică asumată, de strălucirea stelei ( energia emisă pe secundă) și de gravitația la care sunt supuse aceste straturi. Astfel, se deduce cu ușurință că caracteristicile pulsaționale, pentru fiecare compoziție chimică presupusă, sunt de așteptat să depindă de parametrii evolutivi ai unei structuri: masa M a obiectului, luminozitatea L și raza R sau, alternativ, de tripletul cel mai frecvent utilizat al parametrii M, L și Te, unde temperatura efectivă Te este definită de legea corpului negru :

RR Lyrae sunt stele variabile cu o perioadă mai mică de o zi, caracteristice grupurilor globulare ale haloului galactic , dar prezente și ca stele de câmp ale haloului în sine. Cercetările privind evoluția stelară au demonstrat de mult că clusterele globulare sunt obiecte născute în etapele evolutive timpurii ale galaxiei, cu o vârstă de aproximativ 10 miliarde de ani. Prin urmare, aceste grupuri sunt acum populate de stele cu masă mică (mai mică decât masa Soarelui ) în diferitele faze ale arderii nucleare . RR Lyrae ocupă o regiune limitată a așa-numitei ramuri orizontale care, în ansamblu, este populată de stele care suferă arderea centrală a heliului. Această regiune a diagramei HR este numită bandă de instabilitate .

Diagrama Bailey

Diagrama Bailey pentru RR Lyrae a clusterului W Centauri.

RR Lyrae au fost observate și studiate încă de la începutul secolului trecut de Bailey , care a introdus diagrama perioadă-amplitudine, numită diagrama Bailey, care reprezintă diagrama naturală în care să investigheze comportamentul celor doi parametri pulsaționali fundamentali.

În această diagramă, RR Lyrae arată împărțind în două grupuri distincte pe care teoria pulsațiilor le-a identificat cu stelele care pulsează în modul fundamental și în primul ton superior:

  1. Pulsatoarele de tip C (RRc: primul supraton) au perioade mici și amplitudini mici (și în general Te mai mare).
  2. Pulsatoarele de tip ab (RRab: modul fundamental) au perioade mari și amplitudini mici (sau invers) și prezintă de obicei Te mai mic.

Pulsatoarele RRc și RRab diferă, de asemenea, în morfologia curbelor de lumină: pulsatoarele RRc au în mod obișnuit curbe de lumină simetrice, spre deosebire de RRabs. Deoarece perioada și amplitudinea sunt ambele independente de distanță și de orice roșeață , diagrama Bailey este un instrument solid pentru verificarea previziunilor teoriilor evoluționiste și pulsaționale.

Rapoartele lui Van Albada și Baker

În 1971, van Albada și Baker au derivat relațiile analitice care leagă perioadele pulsaționale de parametrii structurali stelari (masă, temperatură efectivă și luminozitate):

unde este este perioada modului fundamental și este perioada primului ton. Același van Albada și Baker au arătat modul în care banda de instabilitate este caracterizată, trecând de la temperaturi eficiente ridicate la scăzute, printr-o zonă FO în care numai primul supratonal este stabil, printr-o zonă numită SAU, unde atât supratonul, cât și modul sunt stabile. pulsație fundamentală și, în cele din urmă, o zonă numită F unde numai modul fundamental este stabil. Limitele acestor zone la temperaturi eficiente scăzute și temperaturi eficiente ridicate, numite margini roșii și respectiv margini albastre, depind de masă, nivelul de luminozitate și compoziția chimică.

Diotomia Oosterhoff

Distribuția clusterelor galactice în funcție de logaritmul perioadei medii a pulsatoarelor de tip RRab.

Studiul RR Lyrae a făcut posibilă aruncarea de lumină asupra uneia dintre cele mai interesante probleme ale galaxiei noastre , așa-numita dihotomie Oosterhoff . [1] Această dihotomie este evidentă în distribuția perioadei medii a pulsatoarelor ab în grupuri globulare, perioade grupate în jurul celor două valori de 0,55 zile și respectiv 0,65 zile; primele sunt denumite OoI și cele din urmă ca OoII. Prin urmare, nu există clustere în jurul valorii perioadei de 0,60 zile.

Van Albada și Baker (1973) au emis ipoteza că acest fenomen se datora faptului că zona OR a benzii de instabilitate (zona în care atât pulsatorii RRab, cât și pulsatorii RRc sunt stabile) este populată de pulsatori RRc în OoII și de RRab. pulsatori în OoI. De fapt, este evident că, dacă această teorie ar fi adevărată, OoII ar avea lipsă de pulsatori RRab la temperatură ridicată Te și așa cum s-a văzut mai sus într-o perioadă mai mică; prin urmare, astfel de clustere ar avea o perioadă medie mai mare pentru RRabs. În schimb, în ​​OoI zona OR ar fi populată de pulsatoare RRab care ar avea o temperatură medie efectivă mai ridicată și o perioadă medie mai mică.

Această situație ar fi consecința unui fenomen de histerezis în care pulsatoarele care traversează zona OR în cursul evoluției lor, ar menține modul de pulsație dobândit anterior. Această ipoteză pare susținută de analiza distribuției perioadelor fundamentalizate, obținută prin acordarea pulsatoarelor RRc perioada pe care ar avea-o dacă ar fi pulsatori RRab, perioadă obținută din relațiile lui Van Albada și Baker.

Importanța studiului RR Lyrae

Importanța studiului stelelor variabile în panorama cercetării astrofizice moderne este enormă din mai multe motive.

Utilizarea RR Lyrae ca bujii de probă

Luminozitatea relativ scăzută în comparație cu cefeidele nu permite utilizarea RR Lyrae ca calibratori de distanță pe scări extragalactice, dar permite fixarea distanței grupurilor globulare galactice. De fapt, pentru aceste clustere știm cum să obținem metalicitatea și vârsta cu diferite metode și teoretic calculăm luminozitatea ramurii orizontale. Din aceste date putem calcula, de asemenea, intervalul în temperaturi efective acoperit de banda de instabilitate și, prin urmare, prin relațiile van Albada și Baker, obținem un interval de perioadă acoperit de variabilele RR Lyrae ale acelui cluster. Prin compararea valorilor teoretice cu intervalul măsurat experimental putem obține, prin procesul invers, luminozitatea ramurilor orizontale, deci magnitudinea absolută și distanța clusterelor.

Măsurarea heliului cosmologic

Presupunem că determinarea conținutului original de heliu al stelelor unui cluster globular este de mare interes cosmologic , deoarece această valoare reprezintă limita superioară pentru heliul cosmologic produs în Big Bang , heliu care la rândul său este legat de numărul de barioni și la geometria universului. Reamintim că, din cauza sedimentării gravitaționale a heliului din atmosfere stelare, nu sunt posibile măsurători experimentale ale abundenței acestui element. În același timp, teoriile evoluției stelare prezic că odată cu creșterea conținutului original de heliu, strălucirea ramurii orizontale crește. Luați în considerare relația van Albada și Baker care leagă perioada pulsațională de parametrii structurali stelari (luminozitate, masă și temperatură efectivă):

plasarea

avem:

Prin măsurare Și veți obține informații despre raportul masă-luminozitate (parametrul A). Pentru a determina abundența heliului, se exploatează faptul că, din teoria evoluției canonice, acest parametru este în esență o funcție a conținutului de heliu singur, indiferent de metalicitate. Cu toate acestea, estimarea abundenței heliului depinde de valoarea temperaturii reale și, prin urmare, poate fi influențată de prezența roșii.

Notă

  1. ^ Galbenul dihotomiei lui Oosterhoff a fost rezolvat , pe media.inaf.it , 13 septembrie 2019.

Bibliografie