L'ASTRONÒMICA

DE SABADELL

Accés Socis

Introdueix el teu usuari

Num. de Soci
Contrasenya *
Recordar

Atenció! Aquest lloc fa servir "cookies" i tecnologies similars.

Si no canvia la configuració del seu navegador, vostè accepta el seu ús. Saber més

Acceptar

Una cookie és un petit fragment de text que els llocs web que visites envien al navegador i que permet que el lloc web recordi informació sobre la teva visita, com la teva llengua preferida i altres opcions, el que pot facilitar la teva propera visita i fer que el lloc et resulti més útil. Les cookies tenen un paper molt important, ja que sense elles l'ús de la web seria una experiència molt més frustrant.

 

Per fer que no torni a apareixer aquest missatge, pot accetar l'us de les cookies o bé ha de configurar el seu navegador per que no les accepti de manera predeterminada. nada. A continuació els mostrem com fer-ho en els principals navegadors:

 internet explorer 10 logopng Google Chrome logo   Firefox-logo

Gracies per la seva atenció.

RR Lyrae

Les estrelles RR Lyrae són estrelles variables: la seva lluminositat vista des de la Terra (magnitud aparent) varia amb el temps. Aquesta variació pot ser deguda a diversos factors; diferenciem entre variables:

 

a) Extrínseques: la rotació de l'estrella o eclipse que s'hi donen fan que la seva magnitut fluctuï nómes aparentment. Aquest és el cas de les binàries eclipsants, per exemple.

b) Intrínseques: les variacions són degudes a la dinàmica interna de l'estrella. Aquestes poden ser polsants (cefeides, RR Lyrae,...), eruptives o explosives, com és el cas de les supernoves.

 

Si mesurem el canvi de magnitud respecte el temps es pot registrar una corba de llum que presentarà un màxim de brillantor. En funció del tipus de corba obtinguda classifiquem les RR Lyrae en tres tipus: RRab, RRc i RRd.

HR diag instability strip

 

RR Lyrae: polsants radials

tipo espectral: A-F (diagrama de Hertzprung-Rusell)
massa: ~0.8 M0
variació en període: entre 0.2 i 1.2 dies
variació en magnitud: entre 0.2 i 2.0 mag. (banda V)

GCVS (General Catalogue Variable Stars)

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Diagrama de Hertzprung-Russell: Las classes A i F corresponen als colors blanc i blanc groguenc. Totes les RR Lyrae estan fora de la seqüència principal, en el que s'anomena la banda d'inestabilitat (instability strip)

 

 

Descobriment de l'estrella RR Lyr = HD 182989

W.Fleming

L'estrella a la qual deuen el nom aquest conjunt de polsants va ser descoberta per la destacada astrònoma Williamina Fleming el 1899.

Apareix per primer com en l'estudi compartit amb E. Pickering “Sixty-four new variable stars” de 1901 (Astrophysical Journal 13, 226).

Inicialment es va pensar que es tractava d'una cefeida més, però es va poder demostrar amb estudis posteriors que la seva dinàmica era essencialment diferent de la resta. Actualment la base de dades de RR Lurae confeccionada pel GEOS conté unes 4000 estrelles.

 

 

 

La pulsació d’una estrella és una oscil·lació del valor de la seva magnitud o brillantor al voltant d’un punt d’equilibri de manera periòdica, tal com ho faria un pèndol respecte la seva posició de repòs.

Què fa polsar una estrella?

L’estructura de qualsevol estrella està determinada majoritàriament per la facilitat amb què la radiació viatja des del nucli fins a la fotosfera.
En funció del grau d’opacitat del plasma, la radiació del nucli es difon a través de l’estrella amb més facilitat i en detectem més llum.

De manera simplificada, es descriu a nivell físic:

1. Augment d'opacitat   →   La radiació queda atrapada i s’acumula calor

2. Augment de temperatura   →   La pressió interna puja, fins que la pressió supera la gravetat de l’estrella  →   L’estrella s’expandeix

3. Expansió   →   L’estrella es refreda i es fa més transparent a la radiació

4. Disminució d'opacitat   →   La radiació s’escapa amb més facilitat i es perd calor
»»
Mesurem un augment en magnitud (brillantor)

5. Disminució de temperatura   →   Progressivament, la gravetat supera la pressió de radiació     L'estrella es contrau  

6. Contracció   →   Augmenta la seva opacitat

Les pulsacions de les estrelles RR Lyrae encara no s’entenen prou bé. Encara que presenten polsacions radials (el seu volum varia de manera uniforme) com les cefeides i altres tipus de polsants, les RR Lyrae presenten fenòmens adicionals:

- Variació del seu període en el transcurs d’anys

- Modulació del seu període i amplitut (efecte Blazhko) en el transcurs de dies a mesos

Aquestes variacions queden reflectides en l’aspecte de les corbes de llum obtingudes per l’observador, de manera que al superposar les corbes d’una RR Lyrae, no presenten el mateix aspecte les unes de les altres.

 

L’efecte Blazhko no s’observa en totes les estrelles RR Lyrae, i algunes, com l'estrella RR Lyr mateixa, presenten variacions d’aquest efecte al llarg dels anys. Cap d’aquests fenòmens han sigut suficientment explicats per la teoria actual; és doncs important fer-ne un bon estudi i seguiment per a poder-les caracteritzar i entendre.

blazhko

 

La variable RR Lyr té un efecte Blazhko amb un període de 40.8 dies. Algunes variables amb efecte Blazhko tenen encara una tercera modulació de període molt més llarg. Per exemple de 4 anys per la RR Lyr o de 7 anys per la RW Dra.