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RR Lyrae 変光星は、球状星団でよく見られる周期変光星です。銀河間距離 (追加) を測定するための標準光源として使用され、宇宙距離ラダーの作成に役立ちます。このクラスは、プロトタイプで最も明るい例であるRR Lyraeにちなんで名付けられました。
これらはスペクトルクラスA または F の脈動水平分枝星であり、質量は太陽の約半分です。赤色巨星分枝段階で質量を失ったと考えられており、かつては太陽の約 0.8 倍の質量を持つ恒星でした。
現代天文学では、周期と光度の関係により、特に天の川銀河や局部銀河群内の比較的近い対象に対する優れた標準光源となっている。また、球状星団や古い恒星の化学（および量子力学） の研究でも頻繁に研究対象となっている。
発見と認識
球状星団の調査では、これらの「星団型」変光星は、特にEC Pickeringによって1890年代半ばに急速に特定されました。おそらく、星団外で発見されたRR Lyraeタイプの最初の明確な星は、 1890年にJ. Kapteynによって発見されたU Leporisです。プロトタイプの星RR Lyraeは、 1899年より前にWilliamina Flemingによって発見され、1900年にPickeringによって「星団型変光星と区別がつかない」と報告されました。[1]
1915年から1930年代にかけて、RR Lyraesは、その短い周期、銀河内の異なる位置、化学的差異により、古典的なセフェイドとは異なるクラスの恒星としてますます認められるようになりました。RR Lyrae変光星は金属の少ない、種族IIの恒星です。[1]
RR こと座 RR 型星は、その固有の暗さのために、外部銀河で観測するのが難しいことが証明されています。(実際、ウォルター・バーデがアンドロメダ銀河でこの星を発見できなかったことから、彼はこの銀河が予想よりもはるかに遠いのではないかと疑い、セフェイド変光星の較正を再検討し、恒星集団の概念を提唱しました。[1] ) 1980 年代にカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡を使用して、プリチェットとファン・デン・ベルフはアンドロメダの銀河ハロー[2]で RR こと座 RR 型星を発見し、さらに最近では球状星団で発見しました。[3]
分類
RR Lyrae星は、星の明るさの曲線の形に基づいて SI Baileyによって分類され、通常3つの主なタイプに分類されます。 [1]
- RRab変光星は最も多く、観測されたRR Lyraeの91%を占め、RR Lyraeに典型的な急激な明るさの上昇を示します。
- RRcはそれほど一般的ではなく、観測されたRR Lyraeの9％を占め、周期が短く、より正弦波的な変化をしています。
- RRdは稀で、 RRリラ星系全体の1%未満から30%を占め[4] 、RRabやRRcとは異なり、二重モードの脈動星である。
分布
RR Lyrae星は、球状星団との強い（しかし排他的ではない）関連性から、以前は「クラスター変光星」と呼ばれていました。逆に、球状星団で知られている変光星の80％以上はRR Lyraeです。[5] RR Lyrae星は、銀河面と強く関連する 古典的なセフェイド とは対照的に、すべての銀河緯度で発見されています。
RR Lyraesは古いため、ハローや厚い円盤を含む天の川銀河の特定の種族を追跡するためによく使用されます。[6]
RRリラ星団の数は、セフェイド変光星の総数の数倍にのぼります。1980年代には、球状星団に約1900個が知られていました。天の川銀河には約85,000個あるという推定もあります。[1]
連星系は典型的な恒星では一般的ですが、RR Lyraesでは連星系として観測されることは非常にまれです。[7]
プロパティ
RR こと座 RR 星はセフェイド変光星と似た方法で脈動しますが、これらの星の性質と歴史はかなり異なると考えられています。セフェイド不安定帯のすべての変光星と同様に、脈動はκ メカニズムによって引き起こされ、イオン化されたヘリウムの不透明度がその温度によって変化します。
RR こと座 RR 型変光星は、比較的質量の小さい、II 型セフェイド変光星であるおとめ座 W 型変光星やヘルクレス座 BL 型変光星と共通する、古くて比較的質量の小さい II 型星です。 古典的なセフェイド変光星は、質量が大きいI 型星です。RR こと座 RR 型変光星はセフェイド変光星よりもはるかに一般的ですが、明るさもはるかに低いです。RRこと座 RR 型変光星の平均絶対等級は約 +0.75 で、太陽の 40 倍から 50 倍の明るさしかありません。[8]周期はより短く、通常は 1 日未満ですが、7 時間まで及ぶこともあります。RR こと座 RR 型変光星自体を含む一部の RRab 型星は、顕著な位相と振幅の変調があるBlazhko 効果を示します。 [9]
周期と光度の関係
セフェイド変光星とは異なり、こと座RR変光星は可視波長では厳密な周期と光度の関係には従わないが、赤外線Kバンドでは従う。[10]これらは通常、周期と色の関係、例えばヴェーゼンハイト関数を用いて解析される。このように、これらは距離測定の標準光源 として使用できるが、金属量、暗さ、および混合の影響による困難がある。混合の影響は、球状星団の中心核の近くでサンプリングされたこと座RR変光星に影響を及ぼす可能性があり、球状星団は非常に密度が高いため、低解像度の観測では複数の（分解されていない）星が単一のターゲットとして表示されることがある。そのため、測定された一見単一の星（例えば、こと座RR変光星）の明るさは、決定された明るさにそれらの分解されていない星が寄与していることを考えると、誤って明るすぎることになる。その結果、計算された距離は間違っており、一部の研究者は、ブレンディング効果によって宇宙の距離のラダーに系統的な不確実性が導入され、宇宙の推定年齢とハッブル定数にバイアスがかかる可能性があると主張している。[11] [12] [13]
最近の動向
ハッブル宇宙望遠鏡は、アンドロメダ銀河の球状星団の中にいくつかのRR Lyrae候補星を特定し[3]、原型星RR Lyraeまでの距離を測定しました。[14]
ケプラー宇宙望遠鏡は、長期間にわたり一定の間隔で単一のフィールドの正確な測光範囲を提供しました。ケプラーの視野内には、RR Lyrae自体を含む37の既知のRR Lyrae変光星があり、周期倍増などの新しい現象が検出されています。[15]
ガイア計画では、 140,784個のRRリラ星を観測したが、そのうち50,220個はこれまで変光星として知られておらず、54,272個の星間吸収の推定値が得られている。[16]
参考文献
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外部リンク
- APOD M3: 不変星団 球状星団 M3 の RR Lyrae 変光星の 4 フレーム アニメーション
- 球状星団 M15 の RR こと座変光星のアニメーション
- 球状星団M15の中心領域にある変光星RR Lyraeのアニメーション
- RR こと座の星
- AAVSO 季節の変光星 - RR こと座
- OGLE 変光星光度曲線アトラス - RR こと座星