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天琴座RR型变星

（重定向自天琴RR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

 
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

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

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

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

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

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

參考資料

  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. （原始内容存档于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. 
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  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. 
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  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

延伸閱讀

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