Astronomía

Variables en la franja de inestabilidad

Variables en la franja de inestabilidad


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Estaba pensando en la posibilidad de determinar en qué fase de evolución se encuentra una estrella variable cuando se encuentra en la franja de inestabilidad (digamos, un objeto Cefeida). ¿Puedes diferenciar si está evolucionando hacia el azul (en el diagrama HR) o hacia la rama gigante?

Recientemente, estaba mirando una figura en el texto Introducción a la astrofísica de Carroll y Ostlie, que me recordó esto. Muestra en el diagrama HR dónde se encuentran las Cefeidas, que está justo en esta tira.


De hecho, puede diferenciar entre los cruces de la franja de inestabilidad en ciertos tipos de estrellas variables. Ha habido bastantes modelos evolutivos dedicados a esto, y muchos, así como decenas de observaciones, muestran que el período pulsante $ P $ de una variable cefeida cambia durante cada cruce. Mire, por ejemplo, los cambios de período de 60 cefeidas galácticas, que se muestran en la Figura 2 de Pietrukowicz:

El primer y tercer cruces ocurren cuando la estrella está evolucionando hacia el rojo (hacia la derecha del diagrama HR) y muestran $ dot {P} $ positivos. El segundo cruce ocurre cuando las estrellas evolucionan hacia el azul (hacia la izquierda del diagrama HR) y muestran $ dot {P} $ negativos.

Modelos y observaciones de Neilson et al. (2014) muestran lo mismo (ver Figura 1):

El cambio de período grande inicial indica el primer cruce, el cambio de período negativo más pequeño indica el segundo y el tercer aumento menos drástico indica el tercero.

Indicadores similares deberían estar presentes en los cruces posteriores (cruces cuarto y quinto en las etapas posteriores de las quemaduras de helio de núcleo y capa), y aunque la amplitud de $ dot {P} / P ^ 2 $ probablemente sea diferente, el mismo resultado positivo general / Deben estar presentes tendencias negativas. Para obtener más información, consulte Turner y Berdnikov (2004).

No parece haber tanta información sobre los cambios de período en estrellas variables no cefeidas, aunque Smith (2013) afirma que la mayoría de las variables Mira muestran solo cambios de período de minutos, si los hay, y las variables RR Lyrae pueden mostrar aumentos de período a medida que evolucionan. hacia el rojo a través de la franja de inestabilidad hacia el final de sus vidas, como es el caso de las cefeidas. Esto, por cierto, no está completamente de acuerdo con la teoría de la evolución.


Ep. 22: Estrellas variables

Nuestro Sol ha existido durante miles de millones de años y durará miles de millones más. Tenemos suerte, es bastante estable y regular a medida que avanzan las estrellas, solo cambia un poco el brillo de vez en cuando. Pero hay estrellas que cambian drásticamente, los astrónomos las llaman estrellas variables, y demuestran cuán extraño y peligroso puede ser el Universo.

Mostrar notas

¿Qué es una estrella variable?

    de estrellas variables, cortesía de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO). incluida información sobre la clasificación de los mismos, de la Enciclopedia de Astrobiología, Astronomía y Vuelos Espaciales AH Leo & # 8211 escrita por la Dra. Pamela L. Gay

Estrellas binarias

Variables de RR Lyrae

Variables cefeidas

Estrellas de T Tauri

    en el diagrama H-R, el gráfico de temperatura frente a luminosidad & # 8211 Wikipedia describe la franja de inestabilidad en los diagramas H-R donde ocurren las estrellas variables.

Manchas de sol y estrellas

    de la Universidad de Washington. imágenes y actividades del Exploratorium.
  • Recuerde que las manchas solares y las manchas de estrellas son lo mismo, la única diferencia es en qué estrella se encuentran.

Nova y Supernova

Transcripción: Estrellas variables

[la risa]
Um, estoy tratando de animarlo, ¡pero es interesante! Entonces, está bien.

La gente piensa que las estrellas simplemente cambian de brillo cuando explotan, pero hay muchas otras formas en que las estrellas pueden cambiar. Y Pamela, este es un tema cercano y querido a tu corazón, ¿no es así?

Dra. Pamela Gay: Mi primer amor astronómico fue una pequeña estrella variable llamada AH Leo, y todavía estoy tratando de encontrarle sentido a esa pequeña estrella. He estado trabajando en cientos de otras variables desde entonces y básicamente viajando por todo el universo con mi telescopio tratando de resolver las cosas en función de las inconsistencias de las estrellas y el comportamiento # 8217.

Fraser: Así que en este momento estás haciendo un trabajo activo en estrellas variables, ¿no es así?

Pamela: Oh, sí, ese es mi pequeño campo secundario en el que estoy particularmente interesado. Trabajo en tratar de encontrarle sentido a las estrellas variables que no hacen lo que sus libros de texto dicen que deberían estar haciendo.

Hay algunas estrellas que, cuando las miras, cambian de brillo de un día para otro, lo que en realidad esperamos de algunas estrellas. La forma en que cambian de un día a otro no se comporta de ninguna manera que tenga sentido siguiendo las reglas normales de los libros de texto para estas estrellas.

Fraser: Muy bien, entonces comencemos con el libro de texto. ¿Cuáles son los diferentes tipos de estrellas variables que existen?

Pamela: Bueno, en general, las estrellas variables vienen en docenas de tipos, pero se pueden dividir en tres categorías diferentes.

Hay estrellas que, cuando las miras, parecen ser una sola estrella que varía en brillo de una noche a otra o, a veces, de una semana a otra, porque en realidad no es una estrella la que estás mirando, sino dos estrellas. A medida que el atenuador de las dos estrellas pasa frente a la más brillante de las dos estrellas, bloquea parte de su luz y ves las dos estrellas que aparecen cuando un sistema estelar se desvanece y luego, cuando esa estrella más débil sale de la forma en que todo el sistema se vuelve más brillante nuevamente De hecho, la estrella brillante Algol es uno de estos sistemas binarios que parece volverse más tenue y brillante durante semanas según este evento binario.

Fraser: ¿Cómo puede una estrella volverse más tenue cuando otra estrella pasa frente a ella? ¿No sería tan brillante? Si pones una luz delante de otra luz, todavía tienes una luz.

Pamela: Las estrellas tienen diferentes brillos. Es la luz combinada del sistema total que parece debilitarse. Piénselo de esta manera: si estoy iluminando un foco descomunal en su casa y decido estacionar mi Jeep frente a ese foco gigante y encender sus faros, mi Jeep todavía está produciendo luz, pero los faros delanteros no están en ninguna parte. casi tan brillante como ese foco y la luz # 8217s, y mi Jeep está bloqueando físicamente la luz del foco para que no llegue a su casa y envíe una luz más débil a su casa. Entonces, la luz total que llega allí es más débil.

Fraser: Supongo que hay un punto justo antes de que las dos luces se alineen en el que se suman las dos, ¿verdad? Entonces estás viendo a ambos y luego uno va delante del otro y luego solo tienes uno.

Pamela: De hecho, con los binarios, vemos lo que se llama un patrón de eclipse doble, donde la mayoría de las veces las dos estrellas no están alineadas entre sí y se ve la luz de las dos estrellas combinadas, algo así como el caso de mi los faros y el foco de luz iluminan su casa al mismo tiempo. Pero cada vez que mi jeep pasa detrás del foco (por la razón que sea, decide volver allí), entonces solo la luz del foco está iluminando tu casa y, por lo tanto, hay un poco menos de luz. Es posible que no lo note sin hacer todo tipo de cálculos y mediciones sofisticados, pero aún hay menos luz en su casa. Solo se ve la diferencia significativa cuando el objeto mucho más tenue va frente al objeto mucho más brillante y bloquea (o eclipsa para ser científicos) parte de la luz más brillante y la luz # 8217s.

Fraser: Ahora supongo que, obviamente, las dos estrellas deben estar perfectamente alineadas, más o menos tenemos que estar mirando esa placa justo en el lado donde estamos viendo las dos estrellas girar. Debe haber muchas situaciones en las que las estrellas no están alineadas, por lo que no tenemos forma de verlas.

Pamela: Exactamente. Hay tantos sistemas que orbitan entre sí como binarios que nunca se eclipsan entre sí como sistemas que se eclipsan entre sí con una alineación perfecta a lo largo del ecuador. Es una de esas cosas interesantes de que el Universo tiene muchas alineaciones aleatorias de estrellas. Esta distribución permite que algunos sistemas estén perfectamente alineados para que veamos eclipses, algunos sistemas estén perfectamente alineados para que podamos ver esas estrellas girar una y otra vez (si estamos usando un aumento lo suficientemente alto, y el óptica adaptativa de alta calidad a través de nuestra atmósfera). La mayoría de los sistemas se encuentran en algún punto intermedio, donde quizás solo los bordes de las dos estrellas pasan uno frente al otro, o quizás es solo un eclipse de mirada. Hay muchas cosas diferentes que las diferentes geometrías permiten que sucedan.

Fraser: ¿Serán nuestros telescopios & # 8211 como, pueden el Hubble seleccionar las dos estrellas individuales antes de que una se ponga delante de la otra, o simplemente están demasiado cerca?

Pamela: Depende de los sistemas que estemos mirando. En algunos casos, puedes mirar los sistemas binarios con telescopios como el Hubble y ver las dos estrellas una al lado de la otra, y luego moverse una frente a la otra y luego una al lado de la otra nuevamente. En general, tenemos que desenredar lo que está sucediendo utilizando todo tipo de modelos matemáticos, donde estamos adivinando cuál es la alineación en función de la forma de cómo las estrellas se vuelven más tenues y más brillantes.

Por ejemplo, si tiene un conjunto realmente igual de estrellas que pasan una frente a otra, la cantidad de tiempo que la estrella que va al frente bloquea completamente la luz de la estrella detrás de ella es muy, muy corta. Pasa una gran cantidad de tiempo comenzando a cubrirlo, comenzando a cubrirlo, cubriéndolo un poco más, cubriéndolo un poco más, luego lo cubre por completo por un breve momento, luego vuelve a salir. Entonces ves este continuo desvanecimiento, este continuo oscurecimiento de la estrella en la parte de atrás y ves este continuo brillo de la estrella en la parte de atrás. No tienes & # 8217t tienes mucho & # 8220la estrella está eclipsada & # 8221 tiempo.

Mientras que si hay una gran diferencia en el tamaño de las dos estrellas, es posible que tenga una pequeña estrella pequeña que pase al frente donde vea & # 8220wow, se oscureció rápidamente & # 8221 y luego la pequeña estrella pasa por delante, pasa por delante. , pasa por delante y permanece en una cantidad constante de luz más débil durante un período de tiempo. Entonces esa pequeña estrella se aleja de frente a la estrella más grande y ves que vuelve a brillar rápidamente.

Por lo tanto, podemos determinar las diferencias de tamaño entre dos estrellas en función de cómo varía la luz con el tiempo.

Fraser: De acuerdo, entonces esa es la única forma. ¿Cuál es otra forma en que las estrellas pueden variar?

Pamela: Allí no estaban las estrellas reales que variaban en brillo, era este extraño efecto de geometría. Hay estrellas que varían intrínsecamente en brillo. En general, las estrellas están bien equilibradas entre la presión de todos los fotones que se producen en el centro y empujan hacia afuera la atmósfera de la estrella y la atracción gravitacional sobre la atmósfera de la estrella que intenta colapsar la estrella hacia abajo. Todo está perfectamente equilibrado para que las estrellas no se expandan ni se contraigan.

Pero a veces, a medida que las estrellas pasan por la vida y cambian lentamente de temperatura y cambian lentamente en el mecanismo de generación de energía, se desequilibrarán. La mayoría de las veces se desequilibran y luego se recuperan. A veces se desequilibran y permanecen desequilibrados. Este es el caso, por ejemplo, de las estrellas que más me gusta estudiar, las estrellas RR Lyrae.

En algunas de estas estrellas, comienzan a colapsar y, a medida que la estrella colapsa, se calienta. A medida que se calienta, parte de ese calor puede cambiar la estructura de los átomos. Puede ionizarlos y enviar electrones en nuevas direcciones. A medida que la estrella colapsa, se calienta y cambia la estructura de los átomos. Eventualmente, a medida que se contrae, llega a un punto en el que pasa & # 8220Oh, estoy & # 8217 demasiado caliente & # 8221 y no puede & # 8217 soportar estar tan caliente más, por lo que se expande hacia afuera, enfriándose.

A medida que se expande hacia afuera, esa energía que se había destinado a ionizar algunos de los átomos se destina a dar un impulso adicional a la expansión de la estrella. Esta patada es como empujar a un niño pequeño en el columpio justo después de haber comenzado a descender de su punto más alto. Si los empuja en el momento justo, su próximo swing será aún más alto. En este caso, ese empujón extra hace que la estrella se expanda más allá del punto en el que podría haber encontrado un nuevo equilibrio. Se expande y expande y expande y se vuelve & # 8220Oh, yo & # 8217m demasiado grande & # 8221 y luego se colapsa hacia abajo.

Este proceso puede repetirse una y otra vez, aparentemente exactamente de la misma manera (en estrellas con buen comportamiento) durante más de 100 años.

Fraser: ¿Cuánto cambio de tamaño habrá entre los dos tiempos?

Pamela: En lugar de cambiar de tamaño, dejemos que & # 8217s piense en términos de cambio de luminosidad. Podemos ver que estas estrellas cambian unas diez veces en la cantidad de luz que emite. Eso es algo así como pasar de la bombilla de un árbol de Navidad a la bombilla de 100 vatios de la lámpara de mesa.

Están cambiando grandes cantidades en la cantidad que salen de ellos durante este proceso. Es difícil medir directamente cómo está cambiando el radio de una de estas estrellas, porque están muy lejos.

Pero podemos medir con mucha precisión cómo están cambiando en luminosidad y podemos ver en términos de la misma ciencia que los policías usan para medir qué tan rápido va su automóvil, que usamos para medir qué tan rápido están retrocediendo las galaxias, también podemos usar que para medir las velocidades de las superficies de las estrellas. Al observar la velocidad hacia adentro y hacia afuera, sabemos cómo se mueven las estrellas, ya que se vuelven más brillantes y más tenues.

Fraser: ¿Qué tan rápido se mueven?

Pamela: La superficie de la estrella en realidad puede moverse a una velocidad de 40 km por segundo.

Fraser: ¿Tarda como una semana en llegar desde su punto pequeño hasta él & # 8217s punto más grande & # 8211?

Fraser: ¿O se tarda menos de un segundo en pasar de esta pequeña estrella a engullir & # 8211

Fraser: Supongo que estoy diciendo, pequeña estrella que envuelve la órbita de la Tierra, ¿verdad?

Pamela: Entonces, una estrella que es varias veces el radio del Sol y se expandirá y contraerá en solo 6 horas. Irá desde su punto más grande a su punto más pequeño y todo el camino de regreso a él & # 8217s punto más grande en solo 6 horas.

Estas no son pequeñas variaciones. No tenemos números exactos en general solo porque están demasiado lejos para medirlos con una cinta métrica, pero son variaciones enormes y ocurren en períodos de tiempo muy cortos. Es difícil imaginar algo en la Tierra tan grande que pueda cambiar su estructura tan rápido, pero lo vemos cuando miramos las estrellas.

Fraser: Sería asombroso ver de cerca. No puedo ni siquiera imaginar cómo sería ver eso. Entonces, ¿hay otros tipos de estrellas que cambian así?

Pamela: Hay muchas variables intrínsecas diferentes. Tenemos a RR Lyraes, mi estrella favorita. Están las cefeidas, de las que hablamos cuando hablamos de la escala de distancia.

Las variables cefeidas son grandes y se necesitan del orden de decenas de días para cambiar el brillo de más tenue a más brillante y de nuevo a más tenue. Estas estrellas son lo suficientemente brillantes como para que podamos verlas en otras galaxias y usarlas para medir distancias entre todo tipo de lugares diferentes para calibrar las galaxias cercanas con la escala de distancia de supernova.

Fraser: Entonces, ¿qué está pasando en esas estrellas?

Pamela: Es exactamente el mismo proceso, pero debido a que estas estrellas comienzan con una masa diferente y una composición química diferente, terminan siendo mucho más luminosas que las estrellas RR Lyrae cuando finalmente pasan a ser variables pulsantes.

Si haces una gráfica de todas las estrellas que conocemos, esa es una gráfica de temperatura versus cuánta luz emiten las estrellas, existe esta franja que pasa por este diagrama y cualquier estrella que termine dentro de esta franja será inestable. Es algo que ocurre con las propiedades químicas en los átomos y la atmósfera de estas estrellas lo que las lleva a tener diferentes inestabilidades.

Entonces, terminas con estas Cefeidas gigantes. Terminas con las estrellas RR Lyrae de masa solar. También terminas con (ciertamente por diferentes razones físicas), estrellas enanas blancas que varían en brillo. En su caso, son tan densos que se mueven en la escala de segundos. Terminas con una estrella del tamaño de la Luna con la masa del Sol que varía en brillo en el orden de segundos.

Fraser: ¿También varía en tamaño?

Pamela: Sí, pero a una escala mucho menor.

Fraser: Por lo tanto, es casi como si un interruptor de atenuación se enciende y apaga o sube y baja y sube y baja.

Fraser: Guau. ¿Fueron todas las estrellas las que cambiarán intrínsecamente de brillo? ¿Pueden & # 8217t ciertas partes de las estrellas cambiar de brillo?

Pamela: Hay otras razones por las que diferentes cosas se ven como variables. Por ejemplo, las estrellas T Tauri, son estrellas que están en proceso de convertirse en adultos en toda regla. Todavía están en su infancia, todavía no han resuelto todo y todavía están en el proceso de puesta en marcha.

En su superficie, obtendrán manchas solares gigantes (en este caso, manchas de estrellas). A medida que la estrella gira y estos puntos de estrellas aparecen y desaparecen, vemos que el brillo de las estrellas cambia. Debido a que sus sistemas solares aún se están resolviendo, hay nubes de gas y polvo que también pueden interponerse en el camino, lo que hace que parezcan variar en brillo.

Todas estas cosas se suman para hacer que estas estrellas jóvenes, todavía en formación, T Tauri parezcan variables.

También hay estrellas viejas, variables de Mira que están en proceso de desaparecer sus atmósferas, mientras se preparan para convertirse en nebulosas planetarias. También son inestables por muchas razones por las que todavía estamos tratando de descubrir que probablemente estén relacionadas con su edad avanzada.

Por lo tanto, puede ver las estrellas con un brillo inestable justo cuando & # 8217 se están formando, justo cuando & # 8217 están muriendo y cada vez que pasan por esta franja de inestabilidad en un diagrama de temperatura frente a luminosidad.

Fraser: ¿Hay características que realmente puedan ocurrir en las propias estrellas? Dijiste un gran grupo de manchas solares. Recuerdo haber trabajado en una historia, debió haber sido hace un par de años, donde hay algunas estrellas que experimentan llamaradas en la superficie que acabarían con la vida en la Tierra si las tuviéramos en el sol.

Pamela: Hubo un trabajo realizado por una mujer llamada Suzanne Hawley y varias otras que estaban estudiando las estrellas destellantes. Se trata de estrellas cuyas superficies son tan activas que podemos ver su actividad coronal, el mismo tipo de actividad que aparece como bonitas llamaradas en el borde de nuestro sol y que a lo sumo provoca lindas auroras boreales aquí en el planeta Tierra. Podemos ver sus destellos como cambios muy notables en el brillo de estas estrellas que parecen ir y venir, nuevamente solo unos segundos a la vez, unos pocos minutos a la vez. Entonces estas bengalas son muy espectaculares.

Como también estaba diciendo, manchas de estrellas & # 8211 si miras la luminosidad de una estrella con precisión lo suficientemente alta, puedes ver cambios en la luz total que sale de una estrella que son causados ​​por & # 8230 un día tiene siete u ocho manchas de estrellas gigantes, otro día tiene 30 manchas de estrellas gigantes. Estos cambios por las manchas estelares podemos medir aquí en la Tierra.

Fraser: Podemos medir, usted las llama manchas de estrellas, pero son lo mismo que las manchas solares, pero obviamente no están en el sol.

Fraser: ¿Podemos medir los de otras estrellas desde aquí en la Tierra?

Pamela: Si. Solo tenemos que ser lo suficientemente precisos en nuestras mediciones. Todo es posible si tus medidas son lo suficientemente buenas.

Fraser: O tu equipo es lo suficientemente bueno.

Pamela: Había un artículo realmente bueno que leí hace unos años en el que estaban trabajando para tratar de averiguar cómo tomar las medidas que estaban tomando de las manchas estelares y las medidas en sí mismas no les permitían simplemente mirar la superficie de la estrella. y diga & # 8220ah, hay & # 8217s cuatro puntos de estrellas en este patrón en la superficie de esta estrella & # 8221. Al combinar un montón de medidas diferentes, pudieron averiguar dónde aparecerían las manchas de estrellas.

Para probar su sistema, crearon conjuntos de datos artificiales en los que hicieron cosas tan locas como poner caras sonrientes en la superficie de sus estrellas teóricas usando manchas estelares, y pudieron reproducir estos patrones locos hechos por el hombre en sus locos hechos por el hombre. estrellas usando su software.
Pueden usar ese mismo software para descubrir qué cosas, no tan divertidas pero mucho más científicamente interesantes, están haciendo las estrellas reales.

Fraser: Ahora, ¿qué es una nova? ¿No es eso el brillo de una estrella?

Pamela: Algunas estrellas varían mucho más violentamente que otras. Cuando hablamos de novas y supernovas, estamos hablando de estrellas que varían explosivamente en brillo. En el caso de una supernova, tienes una estrella, que varía una y solo una vez a medida que explota en un nuevo estado de existencia.

Fraser: ¿No es & # 8217 eso como el final de algunas variaciones y luego obtienes una última variación diferente?

Pamela: Bueno, con la supernova & # 8211 sí. Dependiendo del tipo de estrella que sea, si se trata de una enana blanca que está succionando materia de una estrella binaria cercana, puede suceder de manera bastante dramática y repentina. Pero cuando estás lidiando con cosas como la supernova de tipo II, donde tienes una estrella gigante al final de su vida, es posible que veas un comportamiento inestable. Algo así como lo que estamos viendo con Eta Carina en este momento. Eta Carina, como hemos aprendido, puede soplar cualquier día y vemos que varía en brillo.

Ahora, las novas son este caso intermedio, donde tienes, a menudo, una enana blanca y una estrella compañera y la enana blanca está chupando material de esa estrella compañera. Ese material se acumula en un disco alrededor de la enana blanca y cae lentamente sobre la propia enana blanca.

En el caso de lo que llamamos nova clásica, vemos una de estas estrellas brillar violentamente, brillando en la existencia, donde quizás nunca antes hubiéramos notado que había otra estrella. Esto sucede aproximadamente entre 40 y 60 veces en nuestra galaxia cada año. Es posible que no los veamos todos, pero esa es aproximadamente la frecuencia con la que sucede.

Generalmente, no vemos que estas estrellas repitan su comportamiento. Esto no quiere decir que no repitan su comportamiento, podría ser que dentro de 400 años, una de estas enanas blancas haya absorbido suficiente materia de su compañera que la veremos estallar de nuevo. pero no hace esto en la escala de la vida humana.

Un tipo diferente de nova que no es tan violento se llama nova enana. Estas estrellas pueden estallar a veces con una frecuencia de aproximadamente 100 días. Una vez más, están chupando materia de su estrella compañera y la materia que han chupado se comprime y aplasta y comprime y aplasta hasta que continúan las reacciones termonucleares, al igual que los tipos de reacciones que se producen en el centro de nuestra Sol.

Estas reacciones pueden continuar en la superficie de una enana blanca o incluso en el disco de acreción (ese disco de material que rodea a la enana blanca) y cuando estas reacciones se apagan, vemos que el objeto se ilumina repentinamente. Luego se desvanecerá, succionará más material, succionará más material y aumentará la presión, la temperatura aumentará y se repetirá la explosión.

Lo bueno es que estas cosas son periódicas en su comportamiento explosivo, podemos aprender sobre la física de cómo las enanas blancas despojan gravitacionalmente de material a sus compañeros cercanos y qué condiciones son necesarias para que las reacciones nucleares ocurran en algún lugar fuera del centro de las estrellas. .

Fraser: Ahora, ¿qué pasa si, digamos & # 8217s, algo se estrella contra una estrella? Los cometas entran al Sol todo el tiempo, ¿y si algo más grande como un planeta entrara en una estrella? ¿Lo veríamos como una nova?

Pamela: Eso realmente no importa lo suficiente. Si tomaras la Tierra, tendrías que compactarla muy, muy pequeña en un volumen muy pequeño para obtener reacciones nucleares, por lo que necesitas varios planetas de material para ir & # 8220squish & # 8221 a la superficie de una enana blanca. para conseguir una de estas novas. Entonces, si le dieras una dieta constante de planetas a una enana blanca, sí, obtendrías una actividad nova.

Fraser: Ahora, ¿qué pasa con V838 y # 8211?

Fraser: Lun. Esa es una estrella que sé que se ha estado iluminando y atenuando y se ha encendido recientemente. Una teoría que escuché es que su envoltura exterior o atmósfera se había tragado un montón de planetas y los veíamos como llamaradas.

Pamela: La gente todavía está tratando de averiguar qué sucedió exactamente con el V838 Mon. Antes del evento nova, o el evento de brillo, o lo que sea que haya sido el evento, había una estrella cotidiana bastante normal merodeando en esa dirección. Desafortunadamente, en la misma línea de visión hay una segunda estrella. Dependiendo del papel que lea, esa segunda estrella es parte del sistema V838 Mon o está justo a lo largo de la línea de visión, por lo que existe este factor de confusión.

Algunos de los periódicos dicen que esta estrella normal de todos los días consumió algunos de sus planetas y esto causó un comportamiento anormal y la estrella se encendió, se iluminó radicalmente y es la luz de ese brillo que se aleja radicalmente de la estrella y la iluminación. hasta el material circundante que está causando esta nebulosa realmente espectacular alrededor de la estrella original.

Todavía estamos solucionando lo que sucede. Creo que será necesario encontrar otros objetos como V838 Mon para tener una comprensión clara de lo que sucedió. Creo que al igual que nuestra comprensión inicial de la supernova 1987a requirió muchas teorías similares a las de Rube Goldberg, nuestra comprensión actual de V838 Mon tiene algo de la naturaleza de Rube Goldberg detrás. Podría ser cierto, pero voy a posponer mi proclamación final, esto es lo que V838 Mon es, hasta que la investigación sea un poco más sólida y haya un mejor consenso de lo que sucedió.

Fraser: Y supongo que esto es lo que & # 8217 estás diciendo & # 8211 que algunas de las cosas que más te interesan son las que podrían reescribir los libros de texto.

Pamela: Exactamente. La astronomía es uno de estos campos realmente prolijos en los que, cada semestre, mientras hojeo mi libro de texto, puedo mirar algo nuevo y pensar ... oh, sí, ya no está bien. Nos dimos cuenta de esto la semana pasada. & # 8221 Todos los días, algún objeto nuevo hace algo que nunca antes habíamos visto.

Fraser: Es algo similar a lo que hago. Tengo muchos artículos que escribo, en los que siempre termina diciendo que & # 8220 este descubrimiento ha obligado a los astrónomos a volver atrás y pensar de nuevo en sus teorías & # 8221 porque no coincide con las predicciones.

Pamela: El lugar en el que me & # 8217m más cómodo es donde puedo decir & # 8220aquí está lo que vemos, y vemos estas diez situaciones diferentes relacionadas que parecen construirse unas sobre otras, y basadas en estas diez cosas diferentes (o si nosotros & # 8217re Realmente afortunados estos cien o estos miles de cosas relacionadas) comportándose de manera relacionada, tenemos este entendimiento. V838 Mon es un caso único, y eso es lo que lo hace tan genial, porque es tan único. Pero tratar de entender algo en un conjunto de datos único, ciertamente espectacular, es difícil. Imagínese tratar de comprender el desarrollo de un ser humano basándose en un estudio médico realmente bueno realizado durante un período de tres semanas en torno a un ataque cardíaco.

Fraser: Bien, o un embarazo.

Fraser: Bueno, creo que es genial Pamela. Con suerte, eso cubre el tema de la estrella variable en profundidad para la gente. Si no es así, háganos preguntas y las responderemos.


RR Lyrae son estrellas de ramas horizontales variables con períodos que van desde unas pocas horas a 2 días, y brillos ópticos que típicamente varían entre 0,3 y 2 magnitudes. Se encuentran en la franja de inestabilidad del diagrama de Hertzsprung-Russell y sufren inestabilidades que hacen que su tamaño cambie periódicamente. Este cambio de tamaño también modifica la temperatura de la estrella dando lugar a su variabilidad.

RR Lyrae son estrellas de baja metalicidad (población II) que comienzan su vida con una masa y tamaño similares a los de nuestro Sol. Se convierten en estrellas RR Lyrae durante la fase de gigante roja, al final de la evolución de la estrella, por lo que tienen edades típicas de alrededor de 10 mil millones de años. Por esta razón, generalmente se encuentran en cúmulos globulares, así como en el bulbo y halo de la Vía Láctea.

Otra característica de las estrellas RR Lyrae es que exhiben una relación período-luminosidad similar a la de las estrellas variables Cefeidas. Aunque esto significa que se pueden usar como velas estándar para medir distancias, son mucho más débiles que las cefeidas y generalmente solo se usan para medir distancias a cúmulos globulares.

Estudia astronomía en línea en la Universidad de Swinburne
Todo el material es © de la Universidad Tecnológica de Swinburne, excepto donde se indique.


Calibraciones de magnitud absoluta de cefeidas de población I y II y otras variables pulsantes en la tira de inestabilidad del diagrama de Hertzsprung-Russell

ResumenSe revisa el estado de las calibraciones de magnitud absoluta para el período largo Cefeidas de la población I y II, estrellas RR Lyrae, variables evolucionadas “por encima de la rama horizontal” (AHB1) (períodos de 0.8 a 3 días), Cefeidas enanas de ambas poblaciones (el Delta Variables Scuti y SX Phoenicus), y las Cefeidas anómalas (AC). La evidencia muestra que las relaciones período-color y período-luminosidad (P-L) para la población I de Cefeidas en la Galaxia y en las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas tienen diferentes pendientes y puntos cero. Esto complica enormemente el uso de cefeidas para la escala de distancia extragaláctica. Se discuten estrategias para solucionar el problema. Existe un consenso para la escala de larga distancia para las estrellas RR Lyrae cuyas calibraciones favorecen 〈MV(RR)〉 = 0,52 en [Fe / H] = −1,5. Existen excepciones para grupos de "segundo parámetro" donde la variación de la morfología de la rama horizontal con metalicidad es anómala, siendo las más evidentes NGC 6388 y NGC 6441. El estado y calibraciones de ABH1 y AC muestran que diferentes trayectorias evolutivas y masas explican la Diferencia relaciones PL para ellos. Los AC aparecen predominantemente en las galaxias esferoidales enanas, pero están casi ausentes en los cúmulos globulares galácticos. Las estrellas AHB1 están ausentes en las esferoidales enanas, pero están presentes en los cúmulos globulares. La diferencia se puede utilizar para estudiar la formación del halo galáctico remoto si se produce parcialmente por la interrupción de las mareas de los esferoidales enanos acompañantes.


Estrellas variables cefeidas

Las estrellas variables cefeidas son estrellas que pulsan periódicamente debido a una inestabilidad en su estructura interna. Se vuelven más brillantes y más tenues en un ciclo regular a medida que pulsan radialmente, alternativamente se vuelven físicamente más grandes y luego más pequeños. Su brillo es en parte consecuencia de su mayor superficie. El interés para los astrónomos de las variables cefeidas proviene de dos propiedades útiles: estas estrellas son muy brillantes y su período de pulsación está relacionado con su luminosidad promedio, aumentando la luminosidad con el período de pulsación. Because of these properties, one can determine a distance to a Cepheid variable by measuring its period and its apparent brightness.

Cepheid variables are not main sequence stars. Rather, they are stars that are in the helium burning stage of their lives. They have a relatively narrow mass range, and when plotted by their luminosity versus their color (called a Hertzsprung-Russell diagram), they fall within a narrow band that is called the instability strip.

The sources of instability in a Cepheid variable are the regions where helium and hydrogen become ionized, with the region of helium becoming fully ionized the dominant instability region. The ionization of an atom in a plasma has two effects. First, the heat capacity of the plasma is larger within than outside the temperature range over which ionization occurs. This means that as the star contracts, gravitational potential energy goes into ionizing the plasma rather than in increasing the temperature of the plasma and the radiation field. Second, as the plasma becomes more ionized as a star contracts, the ability of the ions to absorb radiation decreases this decreases the interaction of the radiation field with the plasma, which lowers the pressure exerted by the radiation field on the plasma. The overall effect is that the pressure in the star increases more slowly than the gravitational force as the star contracts. This means that the star does not have a stable configuration instead, the star oscillates about the unstable static configuration.

Cepheid variables subdivide into two classes: the classical Cepheid variables, which are population I stars?stars with a high metallicity, and, therefore, of the current generation of stars?and the W Virginis variables, which are population II? stars of a low metallicity stars, and, therefore, early generation stars. The remainder of this articles is concerned only with the classical Cepheids.

The properties of the classical Cepheid variables are well known. These values are taken from Theory of Stellar Pulsation by J.P. Cox. 1

Pulsation Period ()1 day to 50 days
Luminosity (L)300 Lsol to 26,000 Lsol
SpectrumF5 to G5
Radius (R)14 Rsol to 200 Rsol
Mass (M)< 3.7 Msol to 14 Msol

The relationship between the absolute magnitude and the period of the classical Cepheid variables has been studied for many many years. The most up-to-date equation is derived from the classical Cepheids observed by the Hipparcos astrometric satellite. From a data set of 220 Cepheid variables (this excludes Polaris) that have well-determined distances from their parallax, researchers have found the following relationship: 2, 3

In this equation, M 0 <V> is the average absolute magnitude in the V frequency band, and is the period of variability in days. From the definition relating absolute magnitude to luminosity, one finds that the average luminosity of a Cepheid variable increases as 1.124 , or slightly faster than proportionally with the period. The distance of a Cepheid variable is related to its period and apparent magnitude by the following equation:

The distance on the left is in units of 10 pc. The apparent magnitude is given by metro. For a galaxy of 1 Mpc distance, which is fairly typical of nearby galaxies, Cepheids with 1,000 day periods will have an apparent magnitude of 18. In comparison, limits of ground telescopes are at the level of magnitude 25 (7 magnitudes fainter). This shows why Cepheids are effective tools, but it also shows that their effectiveness drops rapidly with distance.

1 Cox, John P. Theory of Stellar Pulsation. Princeton, N.J.: Princeton University Press, 1980.

2 Feast and Whitelock, in Hipparcos Venice 1997: Presentation of the Hipparcos and Tycho Catalogues and First Astrophysical Results of the Hipparcos Space Astrometry Mission. Edited by B. Battrick. 625?628. The Netherlands: ESA Pub. Div. ESTEC, 1997.

3 Kovalevsky, J. ?First Results from Hipparcos.? En Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, edited by Geoffrey Burbidge, Allan Sandage, and Frank H. Shu, vol. 36. Palo Alto, California: Annual Reviews, 1998.


RR Lyrae


RR Lyrae, 1 degree field, DSS I survey plate
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

Our Variable Star of the Season series returns from hiatus with a long-neglected astronomical gem: RR Lyrae, the prototype of one of the most important classes of variable star in astronomy. RR Lyrae and the class of pulsating variable stars that bears its name had a profound influence on astrophysics of the 20th Century, and it's likely that our understanding of both the size and nature of our Universe would be far more incomplete without these important stars. RR Lyrae itself is a variable easily within view of most northern observers with modest telescopes or binoculars, and yet it remains a target for major observatories and research programs. Both its visual prominence and its historical stature make it a fitting target for the September 2010 Variable Star of the Season.

RR Lyrae: the story begins

Harvard College was a hive of variable star activity in the late 19th century. The director, Edward Charles Pickering, and his extensive staff of "computers" -- women who carefully conducted many of the tedious calculations or searches of photographic plates at the observatory -- released dozens of papers and catalogues detailing their efforts in stellar cartography and photometry, asteroid searches and photometry, and variable stars. One of these was a short paper in Harvard Circular Number 29 (1898) describing a simple technique for the study of short period variables. In it, Pickering describes a technique for obtaining multiple photographic exposures of a star in a short amount of time -- a primitive but effective form of time-series photometry. A photographic plate was alternately exposed and covered over preestablished intervals in a telescope whose alignment and tracking rate were not precisely aligned with the sky. The result is that multiple exposures of a given star were obtained during an evening's observing, and that the periods for short stars might be more efficiently obtained.

A 1901 Astrophysical Journal paper by Pickering provides a list of sixty four new variables, one of which -- a star in the constellation Lyra -- was found using the method above on a plate from July 13, 1899. Examination of this plate by one of Pickering's staff, Wilhelmina Fleming, revealed a short-period, high amplitude star. The star, with a range of more than 3/4 of a magnitude and period of just over half a day, clearly resembled those of the cluster variables (also discovered by Fleming in her analysis of plates from Solon Bailey's cluster survey in 1893). Regular observations of this brightest "cluster variable" of the field commenced at Harvard as well as at other major observatories including Lick and Mt. Wilson. RR Lyrae's brightness (between 7th and 8th magnitude) made it bright enough to observe spectroscopically in such a way that the changes in its spectrum could be traced throughout its cycle of variability. This enabled astronomers to measure changes in spectral type, as well as to detect the presence of emission lines.

In his comprehensive 1916 review paper on RR Lyrae, Harlow Shapley made it clear that the binary hypothesis for variations in the "Cepheid variables" (with which he included the cluster variables) was inconsistent with both the spectroscopic and photometric variations spectra suggested that the "orbits" of these binaries would have to be unphysically small, which photometry showing variations in the rise time to maximum required unphysical variations in the hypothetical orbital parameters. Shapley also noted an important fact about RR Lyrae using the observations of Harvard's Oliver Wendell as well as his own: the times of maximum and the shape of RR Lyrae's light curve varies in a cyclical way with a period of around 40 days. This effect, later known as the Blazhko Effect, has continued to provide a puzzle for astrophysicists to the present day.

Although RR Lyrae was not the first "RR Lyrae star" discovered -- both the cluster variables and the two field stars U Lep and S Ara came first -- RR Lyrae is by far the brightest, and its brightness made it an easy target for both photometrists and spectroscopists. The name RR Lyrae variable subsequently became a fitting title for this important class of stars.

The Instability Strip

The RR Lyrae are members of an elite class of pulsating variables known as instability strip pulsators. These stars, all confined to a narrow region of the Hertzsprung-Russell diagram, pulsate for the same reason: pulsations are driven by radiation being partially blocked from escaping the star, and the resulting increase in pressure and temperature makes them expand. When gravity makes them contract again, the cycle repeats. Due to the physical properties of stars and stellar interiors, only stars with very specific physical properties can do this, and those that can lie on a narrow diagonal strip of the H-R diagram running from hot, blue, and faint stars at lower left, to cooler, redder, and brighter stars at upper right. Where this strip intersects a common population of stars within the H-R diagram is where you'll usually find pulsators. Where it intersects the white dwarf sequence, you find the ZZ Ceti (DAV white dwarf) stars. Where it intersects the main-sequence, you find the delta Scuti stars. Where it intersects the post-main sequence, you find the Cepheid variables and W Virginis stars. And in low-metallicity stellar populations, where it intersects the horizontal branch is where you find the RR Lyrae stars. The RR Lyrae have intermediate luminosities between those of the (brighter) Cepheids and (fainter) delta Scuti stars.

The RR Lyrae stars are very evolved members of lower-metallicity stellar populations. They have evolved through the main sequence, burned all of the hydrogen in their cores, and then made one quick run up the post-main sequence red giant branch and settled back onto the horizontal branch -- a short period of a low-metallicity star's life where it burns helium in its core and hydrogen in a shell around the core. RR Lyrae stars are subgiants, more luminous than our Sun, but less luminous than the Cepheid variables. Globular clusters with well-defined horizontal branches can sometimes have significant numbers of RR Lyrae stars in them, a fact that we can put to very good use here on Earth.

Cluster variables, the Universe, and Everything

RR Lyrae stars are astrophysically interesting in their own right, but what makes them most interesting is how they can be used. Another of the Harvard computers, Henrietta Swan Leavitt, was largely responsible for discovering another peculiarity of stars on the instability strip. Leavitt studied the Cepheid variables in the Small Magellanic Cloud, measuring their apparent magnitudes and their pulsation periods. The Small Magellanic Cloud was an important target because it was (correctly) assumed that all of the stars in the Cloud were physically associated, and were at approximately the same distance from the Earth. By 1912 Leavitt established a clear relationship between the apparent brightness of these Cepheid variables in the SMC and their pulsation periods -- the brighter the star, the longer the period. Further, it was a very tight and well defined relationship. You could estimate with very good accuracy how bright a Cepheid would be given its period and vice versa.


The PL relation for Cepheids in the SMC, showing magnitude on the y-axis versus log(Period, days) on the x-axis. From Leavitt and Pickering 1912 (Harvard Circular 173).

This was an amazing discovery because of what it implies: (a) if the period-luminosity relation is universal for all stars, and (b) if you can find some way of calibrating the relation using Cepheids of known distance, then you can use Cepheids and other instability strip pulsators to measure distances. Astronomers were soon able to calibrate this relationship using nearby stars with distances known by parallax, and they indeed confirmed that the relationship between period and luminosity was real and universal. This relationship, known as the Period-Luminosity relation, was critically important to our eventual understanding of the nature and size of the Milky Way and of the size of the Universe. Harvard Astronomers Solon Bailey and Harlow Shapley were major players behind the adoption and use of the cluster variables as distance indicators. Shapley was himself a participant in The Great Debate of 1920 between himself and Heber Curtis on the topic of the size of the Milky Way and the nature of "spiral nebulae" (now known to be other galaxies like our own). Much of the argument centered on the globular clusters -- their distances and location within the Milky Way. Parts of Shapley's arguments hinged both upon the distribution of globular clusters, and their distances from us. The cluster variables -- mostly RR Lyrae stars -- were used as "standard candles" to measure the distances to the globular clusters, and so provided us with a first glimpse of the true size of the Milky Way.


RR Lyrae stars in Messier 3 (images and animation copyright J. Hartmann, Harvard U., and K. Stanek, Ohio State U.)

The relationship between a pulsator's period and its luminosity is know known as the Leavitt Law. It has been used to measure everything from the distances to Cepheids, RR Lyrae, and delta Scuti within the Milky Way, to measuring the distances to galaxies nearly 100 million light years away. It is still used today as a measuring tool in the cosmos, and there are constant efforts to better understand and refine this relation for all of the individual classes of stars on the instability strip.

A Century-old mystery: the Blazhko effect

In 1907 the Russian astronomer Sergei Blazhko first noticed the modulating amplitude of RW Draconis' pulsation light curve. Unlike other similar pulsators, its light curve wasn't regular from cycle to cycle, but changed in both amplitude and shape in a regular and predictable way. This effect came to be called the Blazhko effect, and was soon discovered in many other high-amplitude RR Lyrae stars (those of type RRab). The class prototype RR Lyrae was itself found to be a Blazhko star by Harlow Shapley, with a Blazhko period (the time it takes to go through one Blazhko modulation cycle) of about 40 days. Thus the brightest of the RR Lyrae stars also has this peculiarity in pulsation. One might assume that since the Blazhko stars have been known for so long and include the brightest member of the class that the effect would be well understood by now, but this curious phenomenon has remained mysterious to the present day. A number of explanations exist and great progress has been made very recently, but a definitive cause has yet to be proven.

What are some ideas? One of the earliest hypotheses was that the Blazhko stars were multimode pulsators in which the main pulsation -- the radial fundamental mode -- was interacting with one or more weak non-radial modes to create the beating pattern of the amplitude modulations. Some additional refinements to this included the addition of rotation, and a non-linear interaction between the pulsation modes. Another possibility was that there are magnetic cycles within these stars similar in nature to the 11-year solar magnetic cycle but on a shorter timescale. Further refinements to that theory include the idea that the rotation axis of the star is not aligned with the magnetic poles, that there's an interaction with magnetic fields and convection, or perhaps some combination of all of these. Work by Chadid et al suggests that magnetic fields are probably not the cause of the Blazhko effect she and her collaborators found that RR Lyrae itself has no strong magnetic field (at least above a limit of 80 Gauss), and so its Blazhko effect must be due to something else. However, no one theory has been proven beyond a shadow of a doubt.

The Blazhko phenomenon remains a major topic of research for the stellar variability community, and there are several major facilities (including the CoRoT satellite shown here) spending time observing these stars. Where is the field headed? Right now, there are two things needed to make good progress: very high precision photometry, and high-resolution time-series spectroscopy. The high-precision photometry will aid researchers in accurately measuring the shape of the light curve, and in Blazhko stars every small bump and wiggle can have significance. Ground-based photometry at the level of a few millimagnitudes of accuracy is still being collected and used, but the micromagnitude precision and gapless coverage offered by satellites like CoRoT and Kepler may provide important new clues of their own. Indeed, Szabó et al. (2010) may have found an important clue to the Blazhko effect using ultra-precise Kepler observations of half a dozen stars. They suggest that "period doubling" caused by a resonance of two pulsation modes may be responsible. Period doubling, where there is apparent variation at twice the actual period, is seen in RV Tauri and (sometimes) W Vir stars, although in those cases it produces much greater irregularity.

Likewise, large ground-based telescopes with high-resolution spectrographs are also being turned toward these stars, most notably RR Lyrae itself. As Geza Kovács noted in his 2009 review, ". accurate time-series spectral line analysis [will] reveal any possible non-radial components and thereby let [us] include (or exclude) non-radial modes in explaining the Blazhko phenomenon." ¿Por qué es esto? A non-radial pulsation means that the star is not pulsating in spherical symmetry -- different parts of the star's surface are moving in and out at different times, and the shape of the surface depends upon the type of mode that's pulsating. Since different parts of the star are moving in different directions at different speeds, and this may appear in a spectrum of the star as asymmetries in absorption line profiles. An absorption line in a stationary gas will have a line profile that is similar to a Gaussian -- symmetric, with one central peak. But if different parts of the star are moving at different speeds relative to our line of sight, then each parcel of gas will have its own red- or blue-shifted line profile resulting in a single line profile with waves and bumps. These features may also shift around in wavelength if the star is rotating. Careful analysis of the changes in line profile with time may reveal the presence of non-radial modes, or it may eliminate the possibility.

As those of you doing spectroscopy know, it's much easier to obtain a spectrum of a bright star, and the higher the resolution of the spectrum, the longer it takes to get good signal-to-noise. That's as true for a spectrograph on a major ground-based telescope as it is for the one on the C11 in your backyard. Since RR Lyrae is the brightest Blazhko star of the bunch, it remains an important target for both spectroscopic and photometric observations by the research community. In particular, RR Lyrae was a primary target for the Blazhko Project of the University of Vienna, and the star has been a target for several collaborative observing programs by Horace Smith of Michigan, Katrien Kohlenberg of Vienna, and many other collaborators.

RR Lyrae and the AAVSO

Although it is not formally one of the target stars of the AAVSO's Short Period Pulsators Section (nor of its predecessor, the AAVSO RR Lyrae Committee), the AAVSO has over 8500 observations of RR Lyrae, about half of which are visual, and the other half are from intensive CCD time series by two observers. The AAVSO has small stretches of visual observations, typically one season by one observer, between 1976 and 1995 from which visual times of maximum (TOMs) can be derived. Starting in 1995, the AAVSO's visual community began observing this star in earnest, and there are a number of cycles from which TOMs can be derived up to and including the present day. Data for RR Lyrae dates back well before the AAVSO archive however you can find some of these data archived at the GEOS RR Lyrae database.

Phase diagrams of RR Lyrae using AAVSO data: (left) Visual data, JD 2450200-2450400 (right) V-band data, JD 2453941-2453992, where different colors are different cycles.

The RR Lyrae research community has shifted away from visual observations to the use of CCD timings, since they allow higher time and magnitude precision and can reveal finer details in the behavior of RR Lyrae star timings than can visual data. While the complex problems of RR Lyrae astrophysics require instrumental observations for TOMs and for light curve analysis, RR Lyrae remains an enjoyable visual target with minute-to-minute changes sometimes visible during the rising branch of the pulsation.

The AAVSO Sequence team has recently updated and expanded the sequence visual observers should use B-scale charts and observe with a wide-field instrument like binoculars or a low-power telescope. Instrumental observers should have a number of comparison stars to choose from within the field, but comparisons comparable in brightness to RR Lyrae itself (between V=7.2 and 8.2) will produce optimal signal-to-noise. As with visual observing, a wide-field camera will provide the greatest range of comparison stars. As always, we encourage instrumental observers to fully reduce, calibrate, and transform their observations, including airmass corrections and transformation to a standard system. This will make it much easier to combine your observations with those of other observers.

RR Lyrae is an understated gem among the variable stars in the AAVSO archives. While there are many RR Lyrae stars actively pursued by AAVSO observers and the research community, RR Lyrae itself remains an important target for modern astrophysicists. More than a century after its discovery, the secrets of this bright northern variable have yet to be fully uncovered. However, there is real hope and excitement within the astrophysics community that the complex problems of the variability of RR Lyrae and other stars like it may finally be yielding to more and better observational data more than a century after its discovery. Nuestra Variable Star of the Season, RR Lyrae, shows the unbroken chain of discovery and understanding beginning more than 100 years ago and stretching to the present day.

  • Chadid, M., et al., 2004, "No evidence of a strong magnetic field in the Blazhko star RR Lyrae", Astronomy & Astrophysics 413, 1087
  • Davis, Katherine, 2003, "XZ Cygni" (Variable Star of the Season)
  • Gay, Pamela, 2005, "AH Leo" (Variable Star of the Season)
  • Hartmann, J. and Stanek, K., 2004, "M3: Inconstant Star Cluster" (APOD for 2004 October 12)
  • Kolenberg, K., et al., 2010, "An in-depth spectroscopic analysis of the Blazhko star RR Lyrae", Astronomy & Astrophysics 519 (in press)
  • Kolenberg, K., et al., 2006, "The Blazhko effect of RR Lyrae in 2003-2004", Astronomy & Astrophysics 459, 577
  • Kovács, G., 2009, "The Blazhko Effect", in Stellar Pulsation: Challenges for Theory and Observation, AIP Conf. Proc. 1170
  • Pickering, E.C., et al., 1901, "Sixty-four new variable stars", Astrophysical Journal 13, 226
  • Pickering, E.C., 1898, "Variable Stars of Short Period", Harvard Circ. #29
  • Shapley, H., 1916, "On the changes in the spectrum, period, and lightcurve of the Cepheid variable RR Lyrae", Astrophysical Journal 43, 217
  • Smith, H., et al., 2003, "The Blazhko Effect of RR Lyrae in 1996", PASP 115, 43
  • Smith, Horace, 1995, RR Lyrae Stars (New York: Cambridge U. Press)
  • Szabó, R., et al., 2010, "Does Kepler unveil the mystery of the Blazhko effect? First detection of period doubling in Kepler Blazhko RR Lyrae stars", MNRAS (in press) at the University of Vienna
  • Plot charts of RR Lyrae with the AAVSO's Variable Star Plotter
  • AAVSO Resources for Variable Star Observers

This Variable Star of the Season article was written by Dr. Matthew Templeton, AAVSO.


Contenido

The instability strip intersects the main sequence in the region of A and F stars (1–2 solar mass (METRO)) and extends to G and early K bright supergiants (early M if RV Tauri stars at minimum are included). The lower part of instability strip appears as the Hertzsprung gap on the Hertzsprung–Russell diagram. Above the main sequence, the vast majority of stars in the instability strip are variable. Where the instability strip intersects the main sequence, the vast majority of stars are stable, but there are some variables, including the roAp stars.


Variable Stars

A variable star is a star whose brightness as seen from Earth (its apparent magnitude) fluctuates.

This variation may be caused by a change in emitted light or by something partly blocking the light, so variable stars are classified as either:

* Intrinsic variables, whose luminosity actually changes for example, because the star periodically swells and shrinks.
* Extrinsic variables, whose apparent changes in brightness are not due to changes in the star itself for example, because the star has an orbiting companion that periodically eclipses it, or when an (invisible) companion dumps material on the star that ignites and causes an abrupt change in brightness.

Many, probably most, stars have at least some variation in luminosity when studied in sufficient detail: the energy output of our Sun, for example, varies by about 0.1% over an 11-year solar cycle. On the other hand the Sun also oscillates on a timescale of 5 minutes.
Even for intrinsic variables the cause of the variations can be manyfold, for example due to changes on the surface (spots, convection) or in the interior of the star.

The website of the General Catalog of Variable Stars gives a nice overview of the many types of variability.

At the Observatory we mainly study variables whose cause of variability lies in the interior of the star and where the variations are periodic, i.e. a main characteristic of such stars is the pulsation period, and that it is linked to the intrinsic or true brightness of the star. Such, so-called, period-luminosity (PL-) relations are a very important way to determine distances to these stars, also in other galaxies.

Variables of interest

  • Classical Cepheids : (or δ Cephei variables) are population I (young, massive, and luminous) yellow supergiants which undergo pulsations with very regular periods on the order of days to months.
    One important topic of investigation is the exact form of the PL-relation in different wavelength bands, and in particular if it depends on metallicity, which could be important if the PL-relation is applied to Cepheids in different galaxies.

Lemasle B., Groenewegen M.A.T., Grebel E.K., et al. 2017, A&A 608, A85
"Detailed chemical composition of classical Cepheids in the LMC cluster NGC 1866 and in the field of the SMC"

Groenewegen M.A.T. 2013, A&A 550, A70
"Baade-Wesselink distances to Galactic and Magellanic Cloud Cepheids and the effect of metallicity"

    Type-II Cepheids : they pulsate with periods typically between 1 and 100 days. These are population II stars: old, typically metal-poor, low mass objects.

However, this classical picture is challenged. The Type-II Cepheids (T2C) are a mixed bag of objects typically subdivided into the BL Her, W Vir and RV Tau subclasses depending on period, which likely follow very different evolutionary paths.

Recent work has shown that in the Magellanic Clouds there exist T2C (of the W Vir kind) with a clear dust excess at luminosities lower than expected from the evolution of a single star. Possibly they already evolved from cool to hotter temperatures, crossing the instability strip, when being on the First Red Giant Branch. The link with the more luminous RV Tau class is obvious, where many also show an excess in the mid infrared, which is linked to binarity.

This interesting link between (binary) stellar evolution and T2C is further studied by PhD student Joonas Saario for Galactic T2C (in collaboration with Prof. Hans van Winckel from KU Leuven University), making use of Gaia data and the HERMES spectrograph.


Púlsares

III Exceptional Pulsars

The fastest known pulsar is called the Millisecond pulsar, or PSR 1937 + 214 (here the extra digit refines the declination to 21.4° north), and has a period of only 1.558 msec, which is quite close to the maximum rotation rate that a neutron star could theoretically have without flying apart owing to the centrifugal forces exceeding gravity. The surface velocity for a typical neutron star according to theory would then be 4 × 10 9 cm/sec, or 13% the velocity of light. Although extremely rapid, the radio emissions from this pulsar are very similar to those of most other pulsars.

The pulse shape of this pulsar is shown in Fig. 1 , showing intensity (I) and degree of linear polarization (L). Although most of the energy is in a concentrated spike, there is a distinctive notch in that spike, and also an interpulse is seen halfway between successive main pulses (one full cycle of emission is shown). Indeed, as a class, pulsars are similar to fingerprints each is readily identifiable as such but is nevertheless distinct on close examination. Most, for example, do not have the interpulse, and many would have multiple “components” if we were to view the notch as separating two distinct components, etc. This pulsar is a particularly accurate clock, and the pulse period has been determined to high precision: 1.5578064488737 (±6) msec. Like virtually all other pulsars, it is slowing down, but only very slowly (about 10 −19 sec/sec).

FIGURE 1 . Pulse shape of PSR 1937 + 214. Although this pulsar is currently the fastest known, the pulse shape is not particularly remarkable. Total intensity is I and linearly polarized intensity is L, showing that the main pulse (right) is about 33% polarized near the maximum. The width of the main pulse is about 10°, which is also fairly typical, and interpulses (left), although not exhibited by most pulsars, are not uncommon. The spacing of interpulses very nearly halfway between successive main pulses is often interpreted as the observer seeing both magnetic poles of the pulsar, first one and then the other as the neutron star rotates. The position angle is the axis of polarization projected on the sky (usuaully measured from north), and here we see that the two pulses have just about orthogonal polarization. A “swing” in polarization corresponds to a rapid change in position angle with longitude (not seen here). [Reprinted by permission from Stinebring, D. R., Boriakoff, V., Cordes, J. M., Deich, W., and Wolszczan, A. (1984). “Birth and Evolution of Neutron Stars: Issues Raised by Millisecond Pulsars” (S. P. Reynolds, and D. R. Stinebring, eds.), p. 35, NRAO, Green Bank, WV.]

A second millisecond pulsar, PSR 1957 + 20, has almost the same period (1.607 msec) and has the extraordinary property of being in a binary system and eclipsing its companion. The companion is heated by the pulsar radiation and is seen as a variable star at the orbital period of 9.2 hr. For a likely pulsar mass of around 1.4 solar masses, the mass of the companion turns out to be only 0.022 solar masses, the lightest known star. The eclipses cannot be entirely due to the companion moving in front of the pulsar because they are too large, corresponding to distances at which matter would not be gravitationally bound to the companion. Many think that the companion is essentially a comet evaporating in this system (but the eclipses are quite symmetric, which is a problem). Another idea is that plasma in a magnetosphere about the companion is the occulting agent. We will discuss where the estimate for the pulsar mass comes from in Section IV .

An even “slower” pulsar, PSR 1821-24 at 3.054 msec (about 20,000 rpm!), is one of an interesting new class that is found near the centers of globular clusters, M28 in this case (the designation is from a catalog compiled by the comet hunter Messier, who was frustrated by the various other fuzzy objects in the sky). This pulsar is not in a binary system, but the field pulsar PSR 1855 + 09 (period 5.362 msec) is, with a period of 12 days. A “field” object is one that can pop up anywhere, as opposed to objects associated with clusters, etc. The companion is unseen, and its properties are largely unknown, other than that the mass probably exceeds 0.2 solar masses. PSR 1953 + 29, which was discovered shortly after the millisecond pulsar with a period of 6.133 msec, is also a field pulsar but also in a binary system, here with a period of 117 days (about that of Mercury about the sun) and a similarly unseen companion of approximately the same minimum mass. PSR 1620-26 is an 11.076 “millisecond” 191-day binary pulsar in the globular cluster M4.

This list of millisecond pulsars is growing continually, especially for pulsars in globular clusters. Once one pulsar is discovered, the dispersion measure to the globular cluster is known. These distant pulsars are too faint to give directly detectable pulses, and the data must be processed with a very large number of trial values for period and dispersion measure until a pulse can be found. Knowing the dispersion measure, therefore, greatly reduces the effort to search for additional pulsars in the globular cluster. For example, the globular cluster M15 is now known to harbor at least five pulsars designated PSR 2127 + 11A, B, C, D, and E in order of discovery, with periods of 110, 56, 30, 4.80, and 4.65 msec, respectively, one of which is thought to be binary and one of which (the slowest) has an increasing period, possibly because it is in a very wide binary system. Such systems may require years of observation to determine the orbital properties. Although the periods are also in the order of discovery, this seems to be a coincidence.

Until 1982, the fastest known pulsar was the Crab pulsar (PSR 0532 + 21, now known as J0534 + 2200), at 33.1 msec, which sits centered on what is probably the remnant of a historical supernova observed by the Chinese in 1054 AD. This remnant, the Crab nebula, is expanding at a measurable rate consistent with such a birthdate. The pulsar is remarkable in that it is also a source of visible light, which is pulsed at the same 33-msec period as the radio, too fast for the eye to follow! As with typical pulsars the radio emission declines rapidly with frequency, and some researchers believe a separate mechanism may cause the pulsar to become visible again at visible frequencies. [Roughly speaking, radio frequencies are of the order 10 9 cycles per second (hertz), whereas visible light is ∼10 15 Hz.] Moreover, the high-frequency part of the spectrum extends into X-ray and γ-ray energies (of the order of 10 21 Hz), again pulsed. The Crab nebula itself has been discovered to be jumping about in response to the pulsar in the optical, and images can be viewed at http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/96/22.html . New X-ray satellite images show similar structures: http://chandra.harvard.edu/photo/0052/index.html .

A similar pulsar is PSR 0540-693, with a period of 50 msec and also surrounded by a nebula, resembling quite closely the Crab pulsar except for the distance. This pulsar is in the Large Magellanic Cloud (LMC) some 55 kpc away. Like the Crab pulsar, it emits visible pulses.

A very important pulsar, altrough slightly slower at 59.0 msec, is again one in a binary system and is often called the Hulse–Taylor binary pulsar (PSR 1913 + 16) after its discoveres. (About 20% of the known pulsars have right ascensions of 19 hr, which is largely a selection effect owing to the fact that the look direction of the giant fixed radio telescope at Arecibo rotates across the Milky Way at this location.) This pulsar was the first binary pulsar to be discovered and is possibly the most important. The orbital period is only 7 hr and 45 min, and general relativistic effects are important. This binary system is the first single-line binary (i.e., only the pulsar is detected) for which all of the orbital elements have been deduced (by means of the general relativity theory), including observation of the advance of perihelion (the same effect explained for Mercury) at a rate entirely consistent with theory. More importantly, the binary pair are spiraling together at a rate consistent with energy loss by gravitational radiation. Unlike the 6.1-msec binary pulsar, the unseen companion also has a mass of 1.4 solar masses, suggesting that it may also be a neutron star.

Another fast pulsar discovered early on (PSR 0833—45) is the Vela pulsar associated with the Vela supernova remnant, with a period of 89.2 msec. Like the Crab pulsar, it has high-frequency emissions. Unlike any other pulsar, however, it exhibits extremely large “glitches,” wherein its period abruptly decreases by a small but readily detectable amount of about one part in a million. These events repeat at an irregular interval of ∼3 years and do not have exactly the same behavior each time.

This listing of pulsars illustrates a number of important observational inferences, detailed in Section IV . Most of the next dozen or so pulsars having periods between 100 and 200 msec tend to be isolated pulsars without striking or unusual properties.


Ver el vídeo: laminado en frio (Diciembre 2022).