RR Lyrae: Pulserende variabelstjerne og standardlys til afstandsmål

RR Lyrae: Pulserende variabelstjerne og standardlys til afstandsmål — pulsation, periode-lysstyrke relation og brug i Mælkevejen til præcise afstandsbestemmelser.

RR Lyrae er en pulserende variabel stjerne i stjernebilledet Lyra. Den er model for de variable stjerner, der er kendt som RR Lyrae-variable. Den pulserer over en kort cyklus på 13 timer og 36 minutter. Hver radial pulsation får stjernens radius til at variere mellem 5,1 og 5,6 gange Solens radius.

Egenskaber og fysisk natur

Stjerner af denne type findes ofte i kugleformede klynger og bruges som standardlys til at måle afstanden til andre galakser. RR Lyrae-stjerner er pulserende stjerner af spektralklasse A (og sjældent F) med relativt lave masser på omkring halvdelen til godt halvdelen af Solens masse. Man mener, at de tidligere har mistet betydelig masse under deres udvikling på den røde kæde, så deres oprindelige masse var større — typisk omkring 0,8 solmasser — før masse-tabet.

Fysisk er RR Lyrae-stjerner normalt horisontalbjælke-stjerner: de brænder helium i deres kerner og befinder sig i den såkaldte instabilitetsstrip i Hertzsprung–Russell-diagrammet. Pulsationerne er radiale og skyldes i hovedsagen den samme mekanisme som hos cepheidvariabler (kappa-mekanismen), men RR Lyrae-stjerner er ældre, lavmasse, metalfattige — typiske Population II-stjerner — og har derfor andre kemiske og evolutionsmæssige egenskaber end cepheider.

Typer af RR Lyrae og lyskurveegenskaber

RR Lyrae-klassen omfatter flere undergrupper baseret på pulsationsmode og lyskurveform:

• RRab: Pulsation i fundamentalmode, typisk asymmetriske "savtands"-lys-kurver, perioder omkring 0,4–1,0 døgn og relativt store amplituder (op til omkring 1–2 magnituder i V).
• RRc: Pulsation i første overtone, kortere perioder (ca. 0,2–0,5 døgn), mere sinusformede lyskurver og mindre amplitude.
• RRd: Dobbelte modale stjerner, hvor både fundamentalmode og første overtone er til stede.

Nogle RR Lyrae-stjerner udviser også det såkaldte Blazhko-fænomen, en modulation af amplituden og/eller fase over længere tidsskalaer (typisk uger til flere hundrede dage). Blazhko-effekten gør nogle lyskurver komplekse og kan komplicere bestemmelsen af perioder og gennemsnitslysstyrker.

Lysstyrke, periode og metal-afhængighed

Den gennemsnitlige absolutte magnitude for en RR Lyrae ligger i nærheden af +0,5 til +0,8 i V-båndet afhængigt af metalindhold (metallicitetsafhængighed): metalfattige RR Lyrae er typisk lidt lysere end metalrige. En ofte anvendt forenklet værdi er omkring 0,75, hvilket svarer til at være ca. 40–50 gange lysere end vores sol. Perioden er kortere end for cepheider — typisk mindre end et døgn, og nogle helt ned til omkring syv timer.

Forholdet mellem periode, lysstyrke og metalindhold (period–luminosity–metallicity-relation) er vigtig, fordi den tillader kalibrering af RR Lyrae som standardlys. I synligt lys er sammenhængen mindre skarp end for cepheider, men i det nære infrarøde bliver period–luminosity-relationen strammere og RR Lyrae bliver bedre standardlys med mindre spredning og mindre følsomhed over for støj og støvudslukning.

Anvendelse som standardlys og astrofysisk betydning

Forholdet mellem pulsationsperioden og RR Lyraes' absolutte størrelse gør dem til gode standardlys for relativt nærliggende objekter, især i Mælkevejen. De anvendes i vid udstrækning i undersøgelser af kuglehobe og også til at studere ældre stjerners kemiske egenskaber. Fordi RR Lyrae-stjerner findes i store tal i kuglehobe og i galaksens halo, er de vigtige sporere af gamle populationsstrukturer og af galaksens dannelseshistorie.

Observationer og afstandsbestemmelse

Når man kender perioden-lysstyrke-relationen for lokale RR Lyrae-type variable stjerner, kan man bestemme afstanden til fjernere stjerner af denne type. Den enkelte stjernes parallaxmåling er naturligvis den mest direkte metode til at bestemme absolut lysstyrke og kalibrere relationen. RR Lyraes afstand var usikker indtil 2002, hvor Hubble-rumteleskopet blev brugt til at bestemme afstanden med en fejlmargin på 5 %. Resultatet var 854 lysår (262 parsec). Når det kombineres med målinger fra Hipparcos-satellitten og andre kilder, er resultatet et afstandsestimat på 860 ly (260 pc).

Efterfølgende astrometriske missioner og undersøgelser — herunder forbedrede parallaxmål fra Hipparcos, HST og senere Gaia — har generelt bekræftet, at RR Lyrae ligger i denne afstandsorden, og har bidraget til en bedre kalibrering af RR Lyrae-stjerner som afstandsindikatorer. Især målinger i det nære infrarøde og kombinationer af fotometri og spektral analyse (for at bestemme metalliciteter) er vigtige for at reducere usikkerheder i afstandsbestemmelser.

Praktisk observation

RR Lyrae selv er typisk synlig med kikkert eller små teleskoper og har en synlig variabilitet i løbet af få timer, hvilket gør den til et yndet mål for amatørastronomer og variable-stjerne-observatører. Observationer af lyskurver, farver og spektrer giver information om pulsationsfasen, pulsationsamplitude og radialhastighedsvariationer, som alle bidrager til forståelsen af den fysiske mekanik bag pulsationerne.

Sammenfattende er RR Lyrae både en konkret, observerbar stjerne i Lyra og navngivende repræsentant for en hel klasse af vigtige, ældre pulserende stjerner, som spiller en central rolle i studier af galaktisk struktur, stjerners evolution og kosmologisk afstandsskala.

Spørgsmål og svar

Spørgsmål: Hvilken type stjerne er RR Lyrae?

Spørgsmål: Hvor lang tid tager det for RR Lyrae at pulse?

Spørgsmål: Hvad er RR Lyraes radius i forhold til Solens?

Spørgsmål: Hvor findes stjerner som RR Lyrae typisk?

Spørgsmål: Hvilken type og masse har disse stjerner?

Spørgsmål: Hvordan kan de sammenlignes med cepheidvariable?

Spørgsmål: Hvordan blev deres afstand bestemt i 2002?

Søg efter bogstav