RR Lyrae — pulzujúca premenná hviezda a štandardná sviečka

Vlastnosti a mechanizmus pulzácie

Hviezdy tohto typu sú spravidla hviezdy spektrálnej triedy A (zriedkavejšie F) a ich hmotnosť sa pohybuje v približnom rozmedzí 0,5–0,8 hmotnosti Slnka, pričom bežná hodnota je ~0,6–0,7 M☉. Sú to staré, nízkometalické hviezdy "populácie II", ktoré už prešli značnou časťou svojej evolučnej dráhy a nachádzajú sa na horizontálnej vetve (core-helium burning). Teplota na povrchu sa v priebehu pulzácie mení a zodpovedá spektrálnym triedam A–F (typicky ~6000–7500 K).

Pulzácia RR Lyrae je radiálna a má spoločné prvky s pulzáciami cefeíd. Mechanizmus je viazaný na zmeny v (čiastočne ionizovanej) vrstve hélia, ktorá spôsobuje striedavé rozpínanie a zmršťovanie hviezdnej atmosféry (tzv. κ-mechanizmus). Niektoré RR Lyrae vykazujú komplikovanejšie chovanie, vrátane modulácií amplitúdy a fázy — tzv. Blazhkoho efekt — ktorého presná príčina nie je ešte úplne objasnená.

Klasifikácia a pozorovacie vlastnosti

RR Lyrae sa rozdeľujú do niekoľkých podtypov podľa tvaru svetelnej krivky a pulzačného režimu:

• RRab — pulzácia v fundamentálnom režime; typicky asymetrická svetelná krivka s výrazným stúpaním jasu a amplitúdou v optickom spektre až ~1 mag alebo viac; periódy zvyčajne 0,3–1,0 dňa.
• RRc — pulzácia v prvom vyššom režime (first overtone); svetelná krivka je viac sinusoídna, kratšie periódy ~0,2–0,5 dňa a menšie amplitúdy (~0,3–0,6 mag).
• RRd — dvojmódové hviezdy, ktoré pulzujú súčasne v fundamentalnom a prvom vyššom režime.

Amplitúdy v optickom (V) pásme sa u RR Lyrae pohybujú približne od niekoľkých desatín magnitúdy až po ~1–2 mag. Priemerná absolútna magnitúda RR Lyrae hviezd je v optickom pásme okolo +0,6 až +0,8 mag (často sa uvádza približne +0,75), čo zodpovedá jasnosti ~40–50-násobku slnečnej jasnosti. Dôležitou vlastnosťou je závislosť absolútnej magnitúdy na metalicite — metal-poor (chudobné ťažkými prvkami) RR Lyrae sú spravidla mierne jasnejšie.

Evolučný stav a prostredie

RR Lyrae sú staré hviezdy, meistne s vekom niekoľko až viac než 10 miliárd rokov. Často sa nachádzajú v guľových hviezdokopách, v halo Mliečnej dráhy a v starších zložkách galaxií. V globulárnych hviezdokopách sú RR Lyrae dôležitými indikátormi zloženia a veku populácií hviezd. Na základe priemernej periódy RRab hviezd v guľových hviezdokopách sa rozlišujú Oosterhoffove triedy I a II, ktoré súvisia s metalicitou a históriou formovania populácií hviezd.

Použitie ako štandardná sviečka

Vďaka relatívne dobrej kalibrácii vzťahu medzi periódou (alebo medzi periódou a farbou) a svietivosťou sú RR Lyrae považované za užitočné štandardné sviečky pre meranie vzdialeností, najmä v rámci Mliečnej dráhy a v blízkom okolí (satelitné galaxie, globulárne hviezdokopy). Hoci sú menej svietivé než cefeidy, sú veľmi početné v starých populáciách hviezd, čo z nich robí cenný nástroj pre mapovanie starých komponentov galaxií a štúdium chemického zloženia.

Historické a moderné merania vzdialenosti

Znalosť vzťahu periódy a svietivosti pre miestne premenné hviezdy typu RR Lyrae umožňuje určovať vzdialenosti k vzdialenejším hviezdam tohto typu. Vzdialenosť prototypu RR Lyrae zostávala neistá až do roku 2002, keď sa pomocou Hubblovho vesmírneho ďalekohľadu podarilo určiť jej vzdialenosť s chybou približne 5 %. Výsledok bol 854 svetelných rokov (262 parsekov). V kombinácii s meraniami z družice Hipparcos a iných zdrojov sa často udáva stredný odhad približne 860 ly (260 pc).

Neskôr prispeli k spresneniu vzdialeností parallaxové merania zo sondy Gaia, ktoré pomohli zlepšiť kalibráciu absolútnych magnitúd RR Lyrae hviezd a zmenšiť systematické neistoty v ich využití ako štandardných sviečok.

Zhrnutie

RR Lyrae predstavujú základnú triedu starých, nízkometalických pulzujúcich hviezd, ktoré sú dôležité pre astrofyziku populácií hviezd a pre meranie vzdialeností v našej galaxii. Majú krátke periódy (zvyčajne menej ako jeden deň), relatívne stabilné svietivosti s miernou závislosťou na metalicite a nachádzajú sa najmä v guľových hviezdokopách a halo Mliečnej dráhy. Napriek mnohým poznatkom stále zostávajú predmetom aktívneho výskumu — napríklad pre vysvetlenie Blazhkoho efektu a presnejšiu kalibráciu ich svetelnej stupnice.