RR Lyrae - RR Lyrae
 Illustration der typischen Lichtkurve für RR Lyrae. | |
| Beobachtungsdaten Epoche J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Konstellation | Lyra |
| Rektaszension | 19 h 25 m 27.91285 s |
| Deklination | +42° 47′ 03.6942″ |
| Scheinbare Größe (V) | 7,195 (7,06–8.12) |
| Eigenschaften | |
| Spektraltyp | A7III - F8III |
| U−B Farbindex | +0,172 |
| B−V Farbindex | +0,181 |
| Variablentyp | RR Lyra |
| Astrometrie | |
| Radialgeschwindigkeit (R v ) | -72,4 km/s |
| Eigenbewegung (μ) | RA: -109,68 mas / Jahr Dez.: -195,75 mas / Jahr |
| Parallaxe (π) | 3,64 ± 0,23 m |
| Entfernung | 900 ± 60 ly (270 ± 20 Stk. ) |
| Absoluter Betrag (M V ) | 0,600 ± 0,126 |
| Einzelheiten | |
| Masse | 0,65 M ☉ |
| Radius | 5,1 bis 5,6 R ☉ |
| Helligkeit | 49 ± 5 L ☉ |
| Oberflächengravitation (log g ) | 2,4 ± 0,2 kg |
| Temperatur | 6.125 ± 50 K |
| Metallizität [Fe/H] | –1,16 dex |
| Andere Bezeichnungen | |
| Datenbankreferenzen | |
| SIMBAD | Daten |
RR Lyrae ist ein veränderlicher Stern im Sternbild Lyra , der in seinem Westen in der Nähe von Cygnus figuriert . Als hellster Stern seiner Klasse wurde er zum Namensgeber für die variable Sternenklasse RR Lyrae und wurde von Astronomen eingehend untersucht. RR Lyrae-Variablen dienen als wichtige Standardkerzen , die verwendet werden, um astronomische Entfernungen zu messen. Die Pulsationsperiode einer RR-Lyrae-Variable hängt von ihrer Masse, Leuchtkraft und Temperatur ab, während die Differenz zwischen der gemessenen Leuchtkraft und der tatsächlichen Leuchtkraft ihre Entfernung über das Quadratgesetz erlaubt . Das Verständnis der Periode-Leuchtkraft-Beziehung für eine lokale Menge solcher Sterne ermöglicht es daher, die Entfernung weiter entfernter Sterne dieses Typs zu bestimmen.
Geschichte
Die variable Natur von RR Lyrae wurde 1901 von der schottischen Astronomin Williamina Fleming am Harvard Observatory entdeckt .
Der Abstand von RR Lyrae unsicher blieb bis 2002 , als das Weltraumteleskop Hubble ‚s Feinsteuerungssensor verwendet wurde , um den Abstand von RR Lyrae innerhalb von 5% zu bestimmen Fehlermarge , einen Wert von 262 ergab Parsec (855 Lichtjahre ). In Kombination mit Messungen des Hipparcos- Satelliten und anderer Quellen ergibt sich eine Entfernungsschätzung von 258 pc (841 ly ).
Variable Sternklasse
Diese Art von Stern mit geringer Masse hat den Wasserstoff in seinem Kern verbraucht, sich von der Hauptreihe entfernt und die Stufe des Roten Riesen durchlaufen . Energie wird jetzt durch die thermonukleare Fusion von Helium in seinem Kern erzeugt, und der Stern ist in eine Evolutionsstufe eingetreten, die als horizontaler Zweig (HB) bezeichnet wird. Die effektive Temperatur der äußeren Hülle eines HB-Sterns nimmt mit der Zeit allmählich zu. Wenn die resultierende Sternklassifizierung in einen Bereich eintritt, der als Instabilitätsstreifen bekannt ist – normalerweise bei Sternklasse A – kann die äußere Hülle zu pulsieren beginnen. RR Lyrae zeigt ein solches regelmäßiges Pulsationsmuster, das dazu führt, dass seine scheinbare Helligkeit über einen kurzen Zyklus von 0,56686776 Tagen (13 Stunden, 36 Minuten) zwischen 7,06 und 8,12 variiert. Jede radiale Pulsation bewirkt, dass der Radius des Sterns zwischen dem 5,1- und 5,6-fachen des Sonnenradius variiert .
Dieser Stern gehört zu einer Untergruppe von Variablen vom Typ RR Lyrae, die ein charakteristisches Verhalten zeigen, das als Blazhko-Effekt bezeichnet wird , benannt nach dem russischen Astronomen Sergey Blazhko . Dieser Effekt wird als periodische Modulation der Pulsationsstärke oder -phase eines veränderlichen Sterns beobachtet; manchmal beides. Es bewirkt, dass sich die Lichtkurve von RR Lyrae von Zyklus zu Zyklus ändert. Im Jahr 2014 zeigten photometrische Zeitreihenbeobachtungen den physikalischen Ursprung dieses Effekts.
Andere Sternenklassifikationen
Wie bei anderen Variablen vom RR-Lyrae-Typ hat RR-Lyrae selbst eine geringe Häufigkeit von anderen Elementen als Wasserstoff und Helium – was Astronomen seine Metallizität nennen : Er gehört zur Kategorie der Population II von Sternen, die sich in der frühen Periode des Universums bildeten, als es dort war war eine geringere Häufigkeit von Metallen in Sternentstehungsregionen.
Die Flugbahn dieses Sterns führt ihn auf einer Umlaufbahn nahe der Ebene der Milchstraße, wobei er nicht mehr als 680 ly (210 pc) über oder unter dieser Ebene verläuft. Die Blazhko-Periode für RR Lyrae beträgt 39,1 ± 0,3 Tage . Die Umlaufbahn hat eine hohe Exzentrizität , die RR-Lyrae bei Periapsis bis auf 6,80 kly (2,08 kpc ) an das Galaktische Zentrum heranbringt und es bei Apapsis bis zu 59,9 kly (18,4 kpc) bringt .
Verweise
Externe Links
- Kaler, James B., "RR LYR (RR Lyrae)" , Stars , University of Illinois , abgerufen am 08.01.2012
- Kaler, James B. (2002), Die hundert größten Stars , Copernicus-Reihe, Springer, S. 163, ISBN 0-387-95436-8
- Bild RR Lyrae