| RR Lyra | |
|---|---|
| Stjärna | |
| | |
| Forskningshistoria | |
| öppnare | W. Fleming |
| öppningsdatum | 1901 |
| Observationsdata ( Epoch J2000.0 ) |
|
| Sorts | Radiellt pulserande variabel enkelstjärna |
| rätt uppstigning | 19 h 25 m 27,91 s |
| deklination | +42° 47′ 3,70″ |
| Distans | 860 ± 40 St. år (260 ± 10 st ) |
| Skenbar magnitud ( V ) | V max \u003d +7,20 m , V min \u003d +8,57 m , P \u003d 0,5668 d |
| Konstellation | Lyra |
| Astrometri | |
| Radiell hastighet ( Rv ) | −72,4 [1] km/s |
| Rätt rörelse | |
| • höger uppstigning | −109,68 [1] mas per år |
| • deklination | −195,75 [1] mas per år |
| Parallax (π) | 3,82± 0,02mas |
| Absolut magnitud (V) | +0,61 |
| Spektrala egenskaper | |
| Spektralklass | F5 |
| Färgindex | |
| • B−V | +0,18 |
| • U−B | +0,17 |
| variabilitet | RR Lyr |
| fysiska egenskaper | |
| Vikt | 0,65 M⊙ _ _ |
| Temperatur | 6125K _ |
| Ljusstyrka | 50L⊙ _ _ |
| metallicitet | fyra % |
| Egenskaper | Prototyp av RR Lira-variabler |
| Koder i kataloger
Ba RR Lyr | |
| Information i databaser | |
| SIMBAD | data |
| Källor: [1] | |
| Information i Wikidata ? | |
RR Lyra är en variabel stjärna i stjärnbilden Lyra, belägen nära gränsen till stjärnbilden Cygnus [2] . Som den ljusaste stjärnan i sin klass blev den prototypen för RR Lyra-klassen av variabla stjärnor [3] och har studerats omfattande av astronomer [4] . Lyraes RR-variabler används som standardljus för att mäta avstånd inom astronomi. Massan, ljusstyrkan och temperaturen påverkar pulseringen av variabeln RR Lyrae, och avståndet till den bestäms genom skillnaden mellan den relativa storleken och den absoluta storleken enligt den omvända kvadratlagen [5] . Att förstå period-luminositetssambandet för flera lokala variabla stjärnor av typen RR Lyrae gör det således möjligt att bestämma avståndet till mer avlägsna stjärnor av samma typ [6] .
RR Lyrae-stjärnornas varierande karaktär upptäcktes av den skotska astronomen Williamina Fleming vid Harvard University Observatory 1901 [2] .
Avståndet till RR Lyra förblev osäkert fram till 2002, då Hubble Space Telescopes precisionspekande sensor bestämde ett värde på 262 parsecs (855 ljusår) med ett 5% fel [7] . Kombinerat med data från Hipparcos-satelliten och andra källor är det totala resultatet 258 parsecs (841 ljusår).
Denna typ av stjärna med låg massa, som har bearbetat väte i dess djup, utvecklades från huvudsekvensen och passerade genom scenen av en röd jätte . I detta skede genereras stjärnans energi på grund av den termonukleära fusionen av helium i kärnan, och det evolutionära skedet börjar, som kallas den horisontella grenen (HB) . Som ett resultat ökar temperaturen på stjärnans yttre skal vid GW-stadiet gradvis med tiden. När en stjärna går in i ett stadium som kallas instabilitetsbandet , karakteristiskt för spektralklass A , börjar det yttre skalet att pulsera [6] . RR Lyrae-stjärnor visar ett sådant pulsationsmönster, där stjärnans skenbara magnitud fluktuerar mellan 7,06-8,12 i en kort cykel på 0,56686776 dagar (13 timmar, 36 minuter) [3] . Varje radiell pulsering gör att stjärnans radie ändras från 5,1 till 5,6 solradier [8] .
En sådan stjärna tillhör en underklass av RR Lyrae-variabler som kännetecknas av ett beteende som kallas Blazhko-effekten [9] , uppkallad efter den ryske astronomen Sergej Blazhko . Denna effekt uppstår som en periodisk förändring av styrkan hos den variabla stjärnans pulsation eller fas; ibland båda. Effekten ändrar kurvan för RR Lyras ljusstyrka från cykel till cykel. Från och med 2009 är orsaken till denna effekt ännu inte helt klarlagd. Blazhko-perioden för RR Lyra är 39,1 ± 0,3 dagar [3] .
Som med andra RR Lyrae-variabler innehåller prototypen RR Lyrae färre grundämnen tyngre än väte och helium; astronomer kallar detta metallicitet . RR Lyra hänvisar till stjärnpopulationen II , som bildades i den tidiga perioden av universums existens, när stjärnbildande regioner var mindre mättade med metaller [10] . Denna stjärnas bana ligger i en omloppsbana nära Vintergatans plan, med en avvikelse på 680 ljusår (210 parsecs). Denna omloppsbana har en hög excentricitet , vilket är 6,80 tusen ljusår (2,08 kiloparsec) från det galaktiska centrum vid periapsis , och 59,9 tusen ljusår (18,4 kiloparsec) vid apocenter [11] .