Blazhko-effekten , ibland kallad long-period modulering, är en variation i period och amplitud i RR Lyrae variabla stjärnor . Denna effekt observerades första gången av Sergey Blazhko 1907 nära stjärnan RW Draco [1] [2] . För dessa stjärnor avviker ögonblicken för ljusstyrkamaxima från den linjära formeln i en eller annan riktning - de är sena eller före efemeriet. Formen på ljuskurvan ändras också synkront. Ett karakteristiskt drag för Blazhko-effekten i RR Lyrae-stjärnor är att perioden för Blazhko-effekten är ungefär två storleksordningar större än perioden för huvudsvängningen. Till exempel, för två stjärnor som upptäckts av Blazhko själv är dessa perioder: P=0 d .4665 för XZ Cygni och P=0 d .4429 för RW Draco . Huvudprototypen, Lyras RR- variabel själv , uppvisar också Blazhko-effekten . Det mest anmärkningsvärda exemplet på Blazhko-effekten upptäcktes 2000 av E. Schmidt och K. Lee i Hercules- variabeln V422 : dess amplitud i V-strålarna varierar från 0,27 m till 1,39 m . Det är intressant att stjärnan vid hög amplitud visar en kurva av RRA- typ som är karakteristisk för sin period , medan ljuskurvan vid låg amplitud liknar RRC -typen [3] .
De observerade fenomenen ger intrycket att Blazhko-effekten åtföljs av slag av två svängningar med nära perioder. Under en tid försvårades en sådan tolkning av slutsatsen från V.P. Tsesevich och B.A. Ustinov på 1950-talet. De studerade i stor detalj förändringarna i ljusstyrkan hos tre RR Lyrae-variabler med Blazhko-effekten och drog slutsatsen att förändringarna i ljuskurvans form inte kan representeras som ett resultat av två elementära svängningar i olika perioder. Senare visade det sig dock att denna slutsats grundade sig på ett missförstånd. Tsesevich och Ustinov försökte helt enkelt lägga till förändringarna i ljusstyrka, men för en pulserande stjärna kan endast förändringar i radie läggas till direkt, som naturligtvis överlagras av förändringar i temperatur. Det är dock fortfarande oklart varför stjärnorna med Blazhko-effekten kan vara samtidigt exciterade svängningar med två mycket nära perioder (säg, för AR Hercules , en av stjärnorna som studerats av Tsesevich och Ustinov, svängningar med P 0 = 0 bör delta i slagen d 0,470 och Pi = 0 d 0,463). Teorin förutsäger inte samexistensen av sådana svängningar. Låt oss säga att samtidig instabilitet i den fundamentala och i den första övertonen av radiella pulsationer skulle ge slag på cirka 4:3, vilket observeras i stjärnor av typen RR(B) och i vissa δ Scuti-variabler . Av de många förklaringarna av Blazhko-effekten som har föreslagits är de mest attraktiva de som använder idéer om rotationens roll och magnetfältet i de observerade fenomenen. 1987 Yu.S. _ Romanov et al., efter att ha utfört spektralobservationer av stjärnan RR Lyra , fann i den variabiliteten av magnetfältet med en pulsationsperiod, såväl som beroendet av magnetfältets intensitet i medeltal över pulsationscykeln på fasen av Blazhko-effekten . Ett samband med fasen av Blazhko-effekten hittades också för styrkan hos linjerna för vissa element. Här skisseras ett förhållande mellan RR Lyrae-stjärnor med Blazhko-effekten och magnetiska variabler av typen a2 Hounds Dogs . Resultatet av Romanov et al måste verifieras med mer omfattande material [3] .
Fysiken bakom Blazhko-effekten är för närvarande fortfarande under debatt, och det finns tre huvudhypoteser. I det första fallet, i den så kallade resonansmodellen, är orsaken till moduleringen den olinjära resonansen för både grundtonen och den första övertonen i stjärnpulsationsläget och det högre läget [4] [5] . Den andra hypotesen, känd som den magnetiska modellen, antyder att förändringen orsakas av lutningen av magnetfältet till rotationsaxeln, vilket deformerar det grundläggande radiella läget [6] . Den tredje modellen föreslår att cykler i konvektion orsakar växlingar och moduleringar [7] .
Observationsbevis baserade på observationer av rymdteleskopet Kepler tyder på att moduleringen av Blazhko - ljuskurvan med två strålar beror på en enkel fördubbling av perioden. Många RR Lyrae-stjärnor har en variationsperiod på cirka 12 timmar, och markbaserade astronomer gör vanligtvis nattobservationer med en period på 24 timmar: en fördubbling av perioden resulterar således i ljusstyrkamaxima under nattliga observationer som skiljer sig väsentligt från dagtidsmaximum [8 ] .