Fes-te soci
 |
| La teva finestra a l'espai |
| Regala't tot això i més |
| Més informació |
RR Lyrae
Les estrelles RR Lyrae són estrelles variables: la seva lluminositat vista des de la Terra (magnitud aparent) varia amb el temps. Aquesta variació pot ser deguda a diversos factors; diferenciem entre variables:
a) Extrínseques: la rotació de l'estrella o eclipse que s'hi donen fan que la seva magnitut fluctuï nómes aparentment. Aquest és el cas de les binàries eclipsants, per exemple.
b) Intrínseques: les variacions són degudes a la dinàmica interna de l'estrella. Aquestes poden ser polsants (cefeides, RR Lyrae,...), eruptives o explosives, com és el cas de les supernoves.
Si mesurem el canvi de magnitud respecte el temps es pot registrar una corba de llum que presentarà un màxim de brillantor. En funció del tipus de corba obtinguda classifiquem les RR Lyrae en tres tipus: RRab, RRc i RRd.
|
RR Lyrae: polsants radials tipo espectral: A-F (diagrama de Hertzprung-Rusell) |
Diagrama de Hertzprung-Russell: Las classes A i F corresponen als colors blanc i blanc groguenc. Totes les RR Lyrae estan fora de la seqüència principal, en el que s'anomena la banda d'inestabilitat (instability strip)
Descobriment de l'estrella RR Lyr = HD 182989
L'estrella a la qual deuen el nom aquest conjunt de polsants va ser descoberta per la destacada astrònoma Williamina Fleming el 1899.
Apareix per primer com en l'estudi compartit amb E. Pickering “Sixty-four new variable stars” de 1901 (Astrophysical Journal 13, 226).
Inicialment es va pensar que es tractava d'una cefeida més, però es va poder demostrar amb estudis posteriors que la seva dinàmica era essencialment diferent de la resta. Actualment la base de dades de RR Lurae confeccionada pel GEOS conté unes 4000 estrelles.
La pulsació d’una estrella és una oscil·lació del valor de la seva magnitud o brillantor al voltant d’un punt d’equilibri de manera periòdica, tal com ho faria un pèndol respecte la seva posició de repòs.
L’estructura de qualsevol estrella està determinada majoritàriament per la facilitat amb què la radiació viatja des del nucli fins a la fotosfera. De manera simplificada, es descriu a nivell físic: 1. Augment d'opacitat → La radiació queda atrapada i s’acumula calor 2. Augment de temperatura → La pressió interna puja, fins que la pressió supera la gravetat de l’estrella → L’estrella s’expandeix 3. Expansió → L’estrella es refreda i es fa més transparent a la radiació 4. Disminució d'opacitat → La radiació s’escapa amb més facilitat i es perd calor 5. Disminució de temperatura → Progressivament, la gravetat supera la pressió de radiació → L'estrella es contrau 6. Contracció → Augmenta la seva opacitat |
Les pulsacions de les estrelles RR Lyrae encara no s’entenen prou bé. Encara que presenten polsacions radials (el seu volum varia de manera uniforme) com les cefeides i altres tipus de polsants, les RR Lyrae presenten fenòmens adicionals:
- Variació del seu període en el transcurs d’anys
- Modulació del seu període i amplitut (efecte Blazhko) en el transcurs de dies a mesos
Aquestes variacions queden reflectides en l’aspecte de les corbes de llum obtingudes per l’observador, de manera que al superposar les corbes d’una RR Lyrae, no presenten el mateix aspecte les unes de les altres.
L’efecte Blazhko no s’observa en totes les estrelles RR Lyrae, i algunes, com l'estrella RR Lyr mateixa, presenten variacions d’aquest efecte al llarg dels anys. Cap d’aquests fenòmens han sigut suficientment explicats per la teoria actual; és doncs important fer-ne un bon estudi i seguiment per a poder-les caracteritzar i entendre.
La variable RR Lyr té un efecte Blazhko amb un període de 40.8 dies. Algunes variables amb efecte Blazhko tenen encara una tercera modulació de període molt més llarg. Per exemple de 4 anys per la RR Lyr o de 7 anys per la RW Dra.