RR Lyrae: sykkivä muuttuva tähti ja standardikynttilä
RR Lyrae — sykkivä, lyhytjaksoinen muuttuva tähti ja tärkeä standardikynttilä, jota käytetään etäisyyksien mittaukseen ja palloparvien sekä vanhojen tähtien tutkimukseen.
RR Lyrae on sykkivä muuttuva tähti Lyran tähdistössä. Se on prototyyppitähdenä RR Lyrae -muuttujina tunnetulle muuttujaluokalle. Tämän prototyypin jakso on noin 13 tuntia 36 minuuttia (noin 0,5667 vuorokaudessa), ja sen valon määrä vaihtelee säännöllisesti radiaalisen pulssin seurauksena. Tähden säde on luokkaa 5,1–5,6 kertaa Auringon säteen suuruinen, ja pulssaatio saa tähden pinnan lämpötilan ja kirkkauden muuttumaan tyypilliseen, jyrkkä nousu–loiva lasku -muotoiseen valokäyrään.
Ominaisuudet ja luokitus
RR Lyrae -tähdet ovat yleensä spektriluokkaa A (harvemmin F) ja niiden nykyinen massa on pieni verrattuna nuorempiin tähtiin: tyypillisesti noin 0,5–0,8 kertaa Auringon massa. Ne ovat vanhoja, II-populaation tähtiä, joilla on alhainen metallipitoisuus verrattuna nuorempiin I-populaation tähtiin. Näitä tähtiä esiintyy erityisesti palloparvissa ja muissa vanhoissa tähtijoukoissa.
RR Lyrae -luokkaan kuuluu useita alatyyppejä: RRab (pitkän periodin, epäsymmetrinen valokäyrä ja suurempi amplitudi), RRc (lyhyemmät periodit, lähes sinimuotoisempi käyrä) ja RRd (ristipulsaatio, jossa esiintyy useita pulssitaajuuksia). Lisäksi osa RR Lyrae -tähdistä näyttää pitkän aikavälin modulaatiota pulsaatioonsa, ns. Blazhko-ilmiön, jonka tarkka mekanismi on yhä aktiivisen tutkimuksen kohteena.
Pulssimekanismi ja kehitys
RR-Lyrien pulssit toimivat suurelta osin samalla periaatteella kuin kefeidimuuttujilla, eli pulssauksen moottorina on opasiteetin (kappa) mekanismi: ionisoituvan heliumin ja muiden aineosien opasiteetin muutokset sisäkerroksissa säätävät energiaa niin, että tähti laajenee ja supistuu säännöllisesti. Vaikka pulssimekanismi on samankaltainen, RR Lyrae -tähtien elinkaari ja taustat eroavat kefeideistä: RR Lyraet ovat vanhoja, pienimassaisia ja metalliköyhiä vaakasuoran haaran (horizontal branch) tähtiä, jotka ovat heliumia polttavia ytimiä.
Käyttö standardikynttilänä
RR Lyrae -tähdet ovat tärkeitä etäisyysmittauksissa, koska niiden pulssijakson ja valovoiman välillä on havaittavissa yhteys. Tämä tekee niistä hyviä standardikynttilöitä erityisesti Linnunradan ja lähigalaksien sisällä oleville kohteille. RR-Lyraiden absoluuttinen magnitudi on paljon pienempi kuin kefeidien, mutta niiden suuri määrä palloparvissa tekee niistä käytännöllisiä tutkittaessa galaksien vanhempia komponentteja. Tyypillinen visuaalinen absoluuttinen magnitudi on noin +0,75 (eli vain kymmeniä kertoja kirkkaampi kuin Aurinkomme), mutta tämä arvo riippuu tähden metallipitoisuudesta: metallittomammat RR Lyraet ovat yleensä himmeämpiä.
On hyvä huomata, että periodi–valovoima-yhteys on herkempi infrapuna-alueella ja sisältää metallipitoisuuden riippuvuuden, joten tarkissa etäisyysmittauksissa käytetään usein joko infrapunadataa tai mukaan otetaan metallipitoisuuden korjauskerroin.
Käyttökohteet tutkimuksessa
- Etäisyysmittaukset Linnunradan rakenteessa ja palloparvien etäisyyksissä.
- Palloparvien ja galaksien ikä- ja kemiallisen koostumuksen tutkimus: RR Lyraet kertovat vanhoista stellaripopulaatioista.
- Galaktisen stukturoinnin tutkimus: RR Lyraet paljastavat vanhojen populaatioiden spatialisen jakauman, esim. halo- ja virtausrakenteet.
- Pulsaatiofysiikan ja tähden evoluution tutkimus, mukaan lukien Blazhko-ilmiön selvittäminen.
Etäisyysmittaukset ja sen prototähden etäisyys
Kun tunnetaan paikallisten RR Lyrae -tyyppisten muuttuvien tähtien jakson ja valovoiman suhde sekä niiden metallipitoisuuden vaikutus, voidaan määrittää kauempana sijaitsevien tämän tyyppisten tähtien etäisyys. RR Lyraen etäisyys oli pitkään epävarma, mutta tarkentui merkittävästi 2000-luvulla: vuonna 2002 Hubble-avaruusteleskoopin avulla sen etäisyys määritettiin noin 854 valovuotta (262 parsecia) noin 5 prosentin virhemarginaalilla. Myöhemmissä yhdistellyissä analyyseissä, joissa on hyödynnetty myös Hipparcos-satelliitin ja muiden lähteiden mittauksia, tulokseksi on esitetty arvoja sarjassa noin 860 lyydin (260 pc) — etäisyysarviot riippuvat käytetystä kalibroinnista ja korjauksista.
Nykyisin myös modernit astrometria‑missiot kuten Gaia ovat parantaneet RR Lyrae‑etäisyyksien kalibrointia, jolloin niiden käyttö normeina kauemman avaruuden mittauksissa on entistä luotettavampaa.
RR Lyrae -tähtien ominaisuudet tekevät niistä arvokkaita kohteita sekä ammattilais- että harrastajatutkijoille: niiden kirkkauden vaihtelu on riittävän selkeä havaittavaksi pienemmilläkin kaukoputkilla, ja niiden suuri määrä sekä selkeä kytkös tähtien evoluutioon tarjoavat runsaasti tietoa galaktisesta historiasta.
RR Lyraen tyypillinen valokäyrä.
RR Lyrae -muuttuvat tähdet sijoittuvat tietylle alueelle Hertzsprung-Russellin diagrammissa, jossa väri on verrannollinen kirkkauteen.
Kysymyksiä ja vastauksia
K: Minkä tyyppinen tähti on RR Lyrae?
V: RR Lyrae on sykkivä muuttuva tähti Lyran tähdistössä. Se on RR Lyrae -muuttujina tunnettujen muuttuvien tähtien malli.
K: Kuinka kauan RR Lyrae sykkii?
V: RR Lyrae sykkii lyhyen jakson aikana, joka kestää 13 tuntia 36 minuuttia.
K: Mikä on RR Lyraen säde verrattuna Auringon säteeseen?
V: Jokainen säteittäinen pulssi saa tähden säteen vaihtelemaan 5,1-5,6 kertaa Auringon säteen verran.
K: Missä RR Lyraen kaltaisia tähtiä tavallisesti esiintyy?
V: Tämäntyyppisiä tähtiä on usein palloparvissa.
K: Minkä tyyppisiä ja minkä massaisia nämä tähdet ovat?
V: RR Lyrae ja sen tyyppiset tähdet ovat sykkiviä tähtiä, jotka kuuluvat spektriluokkaan A (ja harvoin F) ja joiden massa on noin puolet Auringon massasta.
K: Miten niitä verrataan kefeidimuuttujiin?
V: RR Lyrat sykkivät samalla tavalla kuin kefeidimuuttujat, joten sykinnän mekanismin uskotaan olevan samanlainen; toisin kuin kefeidit, ne ovat kuitenkin vanhoja, pienimassaisia, metallipitoisia "II-populaation" tähtiä, jotka ovat keskimäärin paljon vähemmän valovoimaisia kuin kefeidit.
K: Miten niiden etäisyys määritettiin vuonna 2002?
V: Vuonna 2002 niiden etäisyys määritettiin 5 prosentin virhemarginaalilla käyttäen Hubble-avaruusteleskoopin mittauksia, jotka yhdistettiin Hipparcos-satelliitin ja muiden lähteiden mittauksiin; tulokseksi saatiin arvioitu etäisyys 860 valovuotta (260 parsekia).
Etsiä