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天琴座RR型变星

十月 23, 2023

  此條目介紹的是變星類型。关于此類型的原型，请见「天琴座RR」。

天琴座RR型變星是週期變星，通常在球狀星團中發現，因此也稱為星團變星。它被用做測量星系距離的標準燭光，是宇宙距離尺度階梯的一部分。這類變星是以其原型，也是最亮的例子，天琴座RR命名。

天琴座RR型變星在顏色-星等的赫羅圖圖上坐落在一個特定區域上。

天琴座RR型變星是脈動的水平分支恆星，光譜類型為A或F，質量約為太陽的一半。它們原本的質量與太陽相似，大約是0.8太陽質量的恆星，在經歷紅巨星分支階段時甩掉了部分的質量。

在現代天文學中，週期-光度關係使它們成為合適的標準燭光，可以量測相對較近，特別是銀河系和本星系群內天體的距離。他們也是研究球狀星團和老年恆星化學（和量子力學）性質的常見課題。

發現和識別 编辑

 
球狀星團M5的赫羅圖。水平分支標記為黃色，已知的天琴座RR型變星標記為綠色。

在對球狀星團的調查中，特別是愛德華·皮克林的調查，這些"星團類型"的變星在1890年代中期被迅速識別出來。在星團外發現並被確認的第一顆天琴座RR型變星，可能是雅各布斯·卡普坦在1890年發現的天兔座U。原型恆星的天琴座RR在1899年之前就被威廉敏娜·弗萊明檢出，皮克林在1990年的報告中指出，"它與星團類型的變星無法區分"。

從1950年至1930年，由於其周期較短、化學性質差異、與在星系中不同的位置，這一類型越來越被接受為與經典造父變星不同類的變星。天琴座RR型變星是貧金屬的第二星族星[1]

由於天琴座RR型變星本質的光度微弱，很難在銀河系以外的星系中觀察到。事實上，沃爾特·巴德因為未能在仙女座星系中找到它們，使他懷疑該星系比預測的遠得多，而考慮重新校準造父變星，並提出星族的概念[1]。在1980年代，普里切特（Pritchet）和范登伯格（van den Bergh）使用加法夏望遠鏡才在仙女座星系的暈中發現天琴座RR型變星[2]；最近也在它的球狀星團中發現[3]。

分類 编辑

S.I.貝利（英语：Solon Irving Bailey）根據天琴座RR型變星的亮度曲線形狀，將這種變星分成三種主要的類型[1]：

  • Rrab：是最常見的，亮度急遽上升的典型天琴座RR型變星，佔所有觀察到的91%。
  • RRc：不太常見，周期較短，光變曲線更接近正弦，佔觀察到的9%
  • RRd：非常罕見，佔比小於1%[4]，並且其中30%與RRab和RRc不同，是雙模脈衝星。

分佈 编辑

天琴座RR型變星因為與球狀星團有很強（但不是唯一）的關聯性，所以早先被稱為"星團變星"；相較之下，在球狀星團中已知的變星有80%是天琴座RR型變星[5]。天琴座RR型變星在星系所有的緯度上都能被發現，相對於經典造父變星只與星系的盤面相關聯。

有時，許多的天琴座RR型變星會與造父變星結合在一起；在1980年代，在球狀星團中大約已經發現1,900顆。有些估計認為在銀河系中大約有8,500顆[1]。

雖然，聯星在恆星中很常見，但很少觀測到成對的天琴座RR型變星[6]。

性質 编辑

天琴座RR型變星的脈動方式類似於造父變星，但這兩類恆星的性質和歷史被認為相當不同。像所有在造父不穩定帶上的變星，當電離氦的明度隨溫度變化時，脈動是由Κ機制引起的。

天琴座RR型變星是老年、相對質量較低、第二星族星，通常與第二型造父變星，室女座W型變星和武仙座BL型變星（英语：BL Herculis variable）一起；經典造父變星是高質量的第一星族星。天琴座RR型變星比造父變星更為常見，但發光程度低很多。天琴座RR型變星的平均絕對星等大約是 +0.75等，只比我們的太陽亮40或50倍[7]。它們的週期短，通常不到一天，有些只有7小時左右。一些天琴座RRab型變星，包括天琴座RR本身，呈現出伯拉茲科效應，在其中有一個明顯的相位和振幅的調製[8]。

週期-亮度關係 编辑

不同於造父變星，天琴座RR型變星在可見光的波長上並不嚴格的遵循週期-光度關係，然而在紅外線的K波段卻很嚴謹[9]。它們通常使用週期-顏色關係進行分析，例如使用Wesenheit函數。通過這種方法，儘管在金屬量、微弱性、和綜合性的影響尚存在著困惑，但它們依然可以做為測量距離的標準燭光。綜合的效果會影響到在球狀星團核心附近採樣的天琴座RR型變星，因為球狀星團的恆星密度相當大，以至於在低解析度的觀測中，多顆（未解析）的恆星可能會被顯示為單顆的目標。因此，那些看似單獨的恆星（例如，天琴座RR型變星），因為那些未被解析出的恆星，而錯誤的被測量得過於明亮。因此而計算出來的距離會是錯誤的。有些研究人員認為，綜合效應可能會給宇宙距離階梯帶來系統性的不確定性，並可能影響到估計宇宙年齡的哈伯常數[10][11][12]。

最近的發展 编辑

哈伯太空望遠鏡已經確定了仙女座星系的球狀星團中，有幾顆疑似天琴座RR型變星的候選者[13]，並且測量了原型星，天琴座RR的距離[14]。

天琴座RR本身就在克卜勒太空望遠鏡的視野範圍內。因此，克卜勒太空望遠鏡擴大了覆蓋的範圍，並提供了準確的光度測量[15]。

蓋亞任務預計將通過提供大量此類恆星的均質光譜資訊，大大提高對天琴座RR型變星的瞭解[16]。

相關條目 编辑

參考資料 编辑

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 Smith, Horace A., RR Lyrae Stars, Cambridge (2004)
  2. ^ Pritchet, Christopher J.; Van Den Bergh, Sidney. Observations of RR Lyrae stars in the halo of M31. Astrophysical Journal. 1987, 316: 517. Bibcode:1987ApJ...316..517P. doi:10.1086/165223. 
  3. ^ Clementini, G.; Federici, L.; Corsi, C.; Cacciari, C.; Bellazzini, M.; Smith, H. A. RR Lyrae Variables in the Globular Clusters of M31: A First Detection of Likely Candidates. The Astrophysical Journal. 2001, 559 (2): L109. Bibcode:2001ApJ...559L.109C. arXiv:astro-ph/0108418  . doi:10.1086/323973. 
  4. ^ Christensen-Dalsgaard, J.; Balona, L. A.; Garrido, R.; Suárez, J.C. Stellar Pulsations: Impact of New Instrumentation and New Insights. Astrophysics and Space Science Proceedings. Oct 20, 2012 [2021-05-16]. ISBN 978-3-642-29630-7. （原始内容于2021-05-24）. 
  5. ^ Clement, Christine M.; Muzzin, Adam; Dufton, Quentin; Ponnampalam, Thivya; Wang, John; Burford, Jay; Richardson, Alan; Rosebery, Tara; Rowe, Jason; Hogg, Helen Sawyer. Variable Stars in Galactic Globular Clusters. The Astronomical Journal. 2001, 122 (5): 2587. Bibcode:2001AJ....122.2587C. arXiv:astro-ph/0108024  . doi:10.1086/323719. 
  6. ^ Hajdu, G.; Catelan, M.; Jurcsik, J.; Dékány, I.; Drake, A.J.; Marquette, B. New RR Lyrae variables in binary systems. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2015, 449 (1): L113–L117. Bibcode:2015MNRAS.449L.113H. arXiv:1502.01318  . doi:10.1093/mnrasl/slv024. 
  7. ^ Layden, A. C.; Hanson, Robert B.; Hawley, Suzanne L.; Klemola, Arnold R.; Hanley, Christopher J. The Absolute Magnitude and Kinematics of RR Lyrae Stars via Statistical Parallax. Astron. J. August 1996, 112: 2110–2131. Bibcode:1996AJ....112.2110L. arXiv:astro-ph/9608108  . doi:10.1086/118167. 
  8. ^ Szabó, R.; Kolláth, Z.; Molnár, L.; Kolenberg, K.; Kurtz, D. W.; Bryson, S. T.; Benkő, J. M.; Christensen-Dalsgaard, J.; Kjeldsen, H.; Borucki, W. J.; Koch, D.; Twicken, J. D.; Chadid, M.; Di Criscienzo, M.; Jeon, Y.-B.; Moskalik, P.; Nemec, J. M.; Nuspl, J. Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2010, 409 (3): 1244. Bibcode:2010MNRAS.409.1244S. arXiv:1007.3404  . doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17386.x. 
  9. ^ Catelan, M.; Pritzl, Barton J.; Smith, Horace A. The RR Lyrae Period-Luminosity Relation. I. Theoretical Calibration. The Astrophysical Journal Supplement Series. 2004, 154 (2): 633. Bibcode:2004ApJS..154..633C. arXiv:astro-ph/0406067  . doi:10.1086/422916. 
  10. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W.; Lane, D. The Impact of Contaminated RR Lyrae/Globular Cluster Photometry on the Distance Scale. The Astrophysical Journal Letters. 2012, 752: L10. Bibcode:2012ApJ...752L..10M. arXiv:1205.0255  . doi:10.1088/2041-8205/752/1/L10. 
  11. ^ Lee, Jae-Woo; López-Morales, Mercedes; Hong, Kyeongsoo; Kang, Young-Woon; Pohl, Brian L.; Walker, Alistair. Toward a Better Understanding of the Distance Scale from RR Lyrae Variable Stars: A Case Study for the Inner Halo Globular Cluster NGC 6723. The Astrophysical Journal Supplement. 2014, 210: 6. Bibcode:2014ApJS..210....6L. arXiv:1311.2054  . doi:10.1088/0067-0049/210/1/6. 
  12. ^ Neeley, J. R.; Marengo, M.; Bono, G.; Braga, V. F.; Dall'Ora, M.; Stetson, P. B.; Buonanno, R.; Ferraro, I.; Freedman, W. L.; Iannicola, G.; Madore, B. F.; Matsunaga, N.; Monson, A.; Persson, S. E.; Scowcroft, V.; Seibert, M. On the Distance of the Globular Cluster M4 (NGC 6121) Using RR Lyrae Stars. II. Mid-infrared Period-luminosity Relations. The Astrophysical Journal. 2015, 808: 11. Bibcode:2015ApJ...808...11N. arXiv:1505.07858  . doi:10.1088/0004-637X/808/1/11. 
  13. ^ Clementini, G.; Federici, L.; Corsi, C.; Cacciari, C.; Bellazzini, M.; Smith, H. A. RR Lyrae Variables in the Globular Clusters of M31: A First Detection of Likely Candidates. The Astrophysical Journal. 2001, 559 (2): L109. Bibcode:2001ApJ...559L.109C. arXiv:astro-ph/0108418  . doi:10.1086/323973. 
  14. ^ Benedict, G. Fritz; et al. Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator RR Lyrae. The Astronomical Journal. January 2002, 123 (1): 473–484. Bibcode:2002AJ....123..473B. arXiv:astro-ph/0110271  . doi:10.1086/338087. 
  15. ^ Kinemuchi, Karen. RR Lyrae Research with the Kepler Mission. RR Lyrae Stars. 2011: 74. Bibcode:2011rrls.conf...74K. arXiv:1107.0297  . 
  16. ^ Bono, G. The Cepheid and RR Lyrae instability strip with GAIA. GAIA Spectroscopy: Science and Technology. 2003, 298: 245. Bibcode:2003ASPC..298..245B. 

外部連結 编辑

  • APOD M3: Inconstant Star Cluster（页面存档备份，存于互联网档案馆） four-frame animation of RR Lyrae variables in globular cluster M3
  • Animation of RR Lyrae-Variables in globular cluster M15（页面存档备份，存于互联网档案馆）
  • RR Lyrae stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）
  • AAVSO Variable Star of the Season - RR Lyrae（页面存档备份，存于互联网档案馆）

延伸閱讀 编辑

    十月 23, 2023
    天琴座rr型变星, 此條目介紹的是變星類型, 关于此類型的原型, 请见, 天琴座rr, 天琴座rr型變星是週期變星, 通常在球狀星團中發現, 因此也稱為星團變星, 它被用做測量星系距離的標準燭光, 是宇宙距離尺度階梯的一部分, 這類變星是以其原型, 也是最亮的例子, 天琴座rr命名, 天琴座rr型變星在顏色, 星等的赫羅圖圖上坐落在一個特定區域上, 天琴座rr型變星是脈動的水平分支恆星, 光譜類型為a或f, 質量約為太陽的一半, 它們原本的質量與太陽相似, 大約是0, 8太陽質量的恆星, 在經歷紅巨星分支階段時甩掉. 此條目介紹的是變星類型 关于此類型的原型 请见 天琴座RR 天琴座RR型變星是週期變星 通常在球狀星團中發現 因此也稱為星團變星 它被用做測量星系距離的標準燭光 是宇宙距離尺度階梯的一部分 這類變星是以其原型 也是最亮的例子 天琴座RR命名 天琴座RR型變星在顏色 星等的赫羅圖圖上坐落在一個特定區域上 天琴座RR型變星是脈動的水平分支恆星 光譜類型為A或F 質量約為太陽的一半 它們原本的質量與太陽相似 大約是0 8太陽質量的恆星 在經歷紅巨星分支階段時甩掉了部分的質量 在現代天文學中 週期 光度關係使它們成為合適的標準燭光 可以量測相對較近 特別是銀河系和本星系群內天體的距離 他們也是研究球狀星團和老年恆星化學 和量子力學 性質的常見課題 目录 1 發現和識別 2 分類 3 分佈 4 性質 5 週期 亮度關係 6 最近的發展 7 相關條目 8 參考資料 9 外部連結 10 延伸閱讀發現和識別 编辑 nbsp 球狀星團M5的赫羅圖 水平分支標記為黃色 已知的天琴座RR型變星標記為綠色 在對球狀星團的調查中 特別是愛德華 皮克林的調查 這些 星團類型 的變星在1890年代中期被迅速識別出來 在星團外發現並被確認的第一顆天琴座RR型變星 可能是雅各布斯 卡普坦在1890年發現的天兔座U 原型恆星的天琴座RR在1899年之前就被威廉敏娜 弗萊明檢出 皮克林在1990年的報告中指出 它與星團類型的變星無法區分 從1950年至1930年 由於其周期較短 化學性質差異 與在星系中不同的位置 這一類型越來越被接受為與經典造父變星不同類的變星 天琴座RR型變星是貧金屬的第二星族星 1 由於天琴座RR型變星本質的光度微弱 很難在銀河系以外的星系中觀察到 事實上 沃爾特 巴德因為未能在仙女座星系中找到它們 使他懷疑該星系比預測的遠得多 而考慮重新校準造父變星 並提出星族的概念 1 在1980年代 普里切特 Pritchet 和范登伯格 van den Bergh 使用加法夏望遠鏡才在仙女座星系的暈中發現天琴座RR型變星 2 最近也在它的球狀星團中發現 3 分類 编辑S I 貝利 英语 Solon Irving Bailey 根據天琴座RR型變星的亮度曲線形狀 將這種變星分成三種主要的類型 1 Rrab 是最常見的 亮度急遽上升的典型天琴座RR型變星 佔所有觀察到的91 RRc 不太常見 周期較短 光變曲線更接近正弦 佔觀察到的9 RRd 非常罕見 佔比小於1 4 並且其中30 與RRab和RRc不同 是雙模脈衝星 分佈 编辑天琴座RR型變星因為與球狀星團有很強 但不是唯一 的關聯性 所以早先被稱為 星團變星 相較之下 在球狀星團中已知的變星有80 是天琴座RR型變星 5 天琴座RR型變星在星系所有的緯度上都能被發現 相對於經典造父變星只與星系的盤面相關聯 有時 許多的天琴座RR型變星會與造父變星結合在一起 在1980年代 在球狀星團中大約已經發現1 900顆 有些估計認為在銀河系中大約有8 500顆 1 雖然 聯星在恆星中很常見 但很少觀測到成對的天琴座RR型變星 6 性質 编辑天琴座RR型變星的脈動方式類似於造父變星 但這兩類恆星的性質和歷史被認為相當不同 像所有在造父不穩定帶上的變星 當電離氦的明度隨溫度變化時 脈動是由K機制引起的 天琴座RR型變星是老年 相對質量較低 第二星族星 通常與第二型造父變星 室女座W型變星和武仙座BL型變星 英语 BL Herculis variable 一起 經典造父變星是高質量的第一星族星 天琴座RR型變星比造父變星更為常見 但發光程度低很多 天琴座RR型變星的平均絕對星等大約是 0 75等 只比我們的太陽亮40或50倍 7 它們的週期短 通常不到一天 有些只有7小時左右 一些天琴座RRab型變星 包括天琴座RR本身 呈現出伯拉茲科效應 在其中有一個明顯的相位和振幅的調製 8 週期 亮度關係 编辑不同於造父變星 天琴座RR型變星在可見光的波長上並不嚴格的遵循週期 光度關係 然而在紅外線的K波段卻很嚴謹 9 它們通常使用週期 顏色關係進行分析 例如使用Wesenheit函數 通過這種方法 儘管在金屬量 微弱性 和綜合性的影響尚存在著困惑 但它們依然可以做為測量距離的標準燭光 綜合的效果會影響到在球狀星團核心附近採樣的天琴座RR型變星 因為球狀星團的恆星密度相當大 以至於在低解析度的觀測中 多顆 未解析 的恆星可能會被顯示為單顆的目標 因此 那些看似單獨的恆星 例如 天琴座RR型變星 因為那些未被解析出的恆星 而錯誤的被測量得過於明亮 因此而計算出來的距離會是錯誤的 有些研究人員認為 綜合效應可能會給宇宙距離階梯帶來系統性的不確定性 並可能影響到估計宇宙年齡的哈伯常數 10 11 12 最近的發展 编辑哈伯太空望遠鏡已經確定了仙女座星系的球狀星團中 有幾顆疑似天琴座RR型變星的候選者 13 並且測量了原型星 天琴座RR的距離 14 天琴座RR本身就在克卜勒太空望遠鏡的視野範圍內 因此 克卜勒太空望遠鏡擴大了覆蓋的範圍 並提供了準確的光度測量 15 蓋亞任務預計將通過提供大量此類恆星的均質光譜資訊 大大提高對天琴座RR型變星的瞭解 16 相關條目 编辑室女座W型變星 脉动变星 造父變星參考資料 编辑 1 0 1 1 1 2 1 3 Smith Horace A RR Lyrae Stars Cambridge 2004 Pritchet Christopher J Van Den Bergh Sidney Observations of RR Lyrae stars in the halo of M31 Astrophysical Journal 1987 316 517 Bibcode 1987ApJ 316 517P doi 10 1086 165223 Clementini G Federici L Corsi C Cacciari C Bellazzini M Smith H A RR Lyrae Variables in the Globular Clusters of M31 A First Detection of Likely Candidates The Astrophysical Journal 2001 559 2 L109 Bibcode 2001ApJ 559L 109C arXiv astro ph 0108418 nbsp doi 10 1086 323973 Christensen Dalsgaard J Balona L 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