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RR Lyrae
Las estrellas RR Lyrae son estrellas variables: su luminosidad vista desde la Tierra (magnitud aparente) varía con el tiempo. Esta variación puede ser debida a distintos factores; diferenciamos entre variables:
a) Extrínsecas: la rotación de la estrella o eclipses que se dan en ella hacen que su magnitud fluctúe sólo en apariencia. Éste es el caso de las binarias eclipsantes, por ejemplo.
b) Intrínsecas: las variaciones son debidas a la dinámica interna de la estrella. Éstas pueden ser pulsantes (cefeidas, RR Lyrae...), eruptivas o explosivas, como es el caso de las supernovas.
Si medimos el cambio de magnitud respecto del tiempo se puede registrar una curva de luz que presentará un máximo de brillo. En función del tipo de curva obtenida clasificamos las RR Lyrae en tres tipos: RRab, RRc y RRd.
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RR Lyrae: pulsantes radiales tipo espectral: A-F (diagrama de Hertzprung-Rusell) |
Diagrama de Hertzprung-Russell: Las clases A y F corresponden a los colores blanco y blanco amarillento. Todas las RR Lyrae están fuera de la secuencia principal, en lo que se llama la banda de inestabilidad (instability strip)
Descubrimiento de la estrella RR Lyr = HD 182989
La estrella a la cual debe su nombre este conjunto de pulsantes fue descubierta por la destacada astrónoma Williamina Fleming el 1899.
Aparece por primera vez en el estudio compartido con E. Pickering “Sixty-four new variable stars” de 1901 (Astrophysical Journal 13, 226).
Inicialmente se pensó que se trataba de una cefeida más, pero se pudo demostrar con estudios posteriores que su dinámica era esencialmente distinta del resto. Actualmente la base de datos de RR Lyrae confeccionada por el GEOS contiene unas 4000 estrellas.
La pulsación de una estrella es una oscilación del valor de su magnitud o brillo alrededor de un punto de equilibrio de manera periódica, de igual modo que lo haría un péndulo respecto su posición de reposo.
La estructura de cualquier estrella está determinada mayoritariamente por la facilidad con que la radiación viaja des del núcleo hasta la fotosfera. De manera simplificada, se describe a nivel físico: 1. Aumento de opacidad → La radiación queda atrapada y se acumula calor 2. Aumento de temperatura → La presión interna sube, hasta que la presión supera la gravedad de la estrella → La estrella se expande 3. Expansión → La estrella se enfría y se hace más transparente a la radiación 4. Disminución de opacidad → La radiación se escapa con más facilidad y se pierde calor 5. Disminución de temperatura → Progresivamente, la gravedad supera la presión de radiación → La estrella se contrae 6. Contracción → Aumenta su opacidad |
Las pulsaciones de las estrellas RR Lyrae aún no se entienden suficientemente bien. Aunque presentan pulsaciones radiales (su volumen varía de manera uniforme) cómo las cefeidas y otros tipos de pulsantes, las RR Lyrae presentan fenómenos adicionales:
- Variación de su periodo en el transcurso de años
- Modulación de su periodo y amplitud (efecto Blazhko) en el transcurso de días a meses
Estas variaciones quedan reflejadas en el aspecto de las curvas de luz obtenidas por el observador, de manera que al superponer las curvas de una RR Lyrae, no presentan el mismo aspecto las unas de las otras.
El efecto Blazhko no se observa en todas las estrelles RR Lyrae, y algunas, cómo la estrella RR Lyr misma, presentan variaciones de éste efecto al largo de los años. Ninguno de estos fenómenos ha sido suficientemente explicado por la teoria actual; es por tanto importante realizar un buen estudio y seguimiento para poder caracterizarlas y entenderlas.
La variable RR Lyr tiene un efecto Blazhko con un periodo de 40.8 días. Algunas variables con efecto Blazhko tienen además una tercera modulación de periodo mucho más largo. Por ejemplo, de 4 años para la RR Lyr o de 7 años para la RW Dra.