متغير RR Lyrae

النجوم المتغيرة من نوع RR Lyrae هي نجوم متغيرة دورية ، توجد عادةً في العناقيد الكروية وغيرها من التجمعات النجمية القديمة في المجرات. تُستخدم هذه النجوم كمعايير لقياس المسافات (الخارجية) بين المجرات، مما يُساعد في بناء سلم المسافات الكونية . سُميت هذه الفئة نسبةً إلى النموذج الأولي والأكثر سطوعًا منها، وهو نجم RR Lyrae .

هي نجوم نابضة من الفرع الأفقي، تنتمي إلى الفئة الطيفية A أو F، وتبلغ كتلتها حوالي نصف كتلة الشمس . ويُعتقد أنها فقدت كتلة خلال مرحلة فرع العملاق الأحمر ، وكانت في السابق نجوماً تبلغ كتلتها حوالي 0.8 كتلة شمسية.

في علم الفلك المعاصر، تجعل العلاقة بين الدورة واللمعان منها شموعًا معيارية جيدة للأهداف القريبة نسبيًا، لا سيما داخل مجرة ​​درب التبانة والمجموعة المحلية . كما أنها موضوعات متكررة في دراسات العناقيد الكروية وكيمياء (وميكانيكا الكم) النجوم القديمة.

في مسوحات العناقيد الكروية، تم التعرف بسرعة على هذه المتغيرات "النمطية للعناقيد" في منتصف تسعينيات القرن التاسع عشر، وخاصةً من قِبل إي سي بيكرينغ . وربما كان أول نجم من نوع RR Lyrae تم اكتشافه خارج عنقود نجمي هو U Leporis ، الذي اكتشفه جيه كابتين عام 1890. وقد اكتُشف النجم النموذجي RR Lyrae قبل عام 1899 على يد ويليامينا فليمنغ ، ووصفه بيكرينغ عام 1900 بأنه "لا يمكن تمييزه عن المتغيرات النمطية للعناقيد". ^{[ 1 ]}

منذ عام 1915 وحتى ثلاثينيات القرن العشرين، أصبح يُنظر إلى متغيرات RR Lyrae على نحو متزايد كفئة نجمية متميزة عن متغيرات Cepheid الكلاسيكية ، وذلك بسبب فتراتها الأقصر، ومواقعها المختلفة داخل المجرة، واختلافاتها الكيميائية. متغيرات RR Lyrae هي نجوم فقيرة بالمعادن، من النوع الثاني (Population II). ^{[ 1 ]}

أثبتت نجوم RR Lyrae صعوبة رصدها في المجرات الخارجية نظرًا لضعف إضاءتها. (في الواقع، دفع فشل والتر باد في العثور عليها في مجرة ​​أندروميدا إلى الشك في أن المجرة أبعد بكثير مما كان متوقعًا، وإلى إعادة النظر في معايرة المتغيرات القيفاوية ، واقتراح مفهوم التجمعات النجمية . ^{[ 1 ]} ) باستخدام تلسكوب كندا-فرنسا-هاواي في ثمانينيات القرن الماضي، وجد بريتشيت وفان دن بيرغ متغيرات RR Lyrae في هالة مجرة ​​أندروميدا. ^{[ 2 ]} وفي الآونة الأخيرة، رصدها تلسكوب هابل الفضائي في عناقيدها الكروية. ^{[ 3 ]}

تنقسم نجوم RR Lyrae تقليديًا إلى ثلاثة أنواع رئيسية، ^{[ 1 ]} وفقًا لتصنيف SI Bailey بناءً على شكل منحنيات سطوع النجوم:

• تُعد متغيرات RRab هي الأكثر شيوعًا، حيث تشكل 91٪ من جميع نجوم RR Lyrae المرصودة، وتُظهر الارتفاعات الحادة في السطوع النموذجية لنجوم RR Lyrae.
• تعتبر RRc أقل شيوعًا، حيث تشكل 9٪ من RR Lyrae الملاحظة، ولها فترات أقصر وتغير جيبي أكثر.
• تعتبر RRd نادرة، حيث تشكل ما بين <1% و 30% ^{[ 4 ]} من RR Lyrae في النظام، وهي نابضة ثنائية الوضع، على عكس RRab و RRc.

كانت نجوم RR Lyrae تُسمى سابقًا "النجوم المتغيرة العنقودية" نظرًا لارتباطها الوثيق (وإن لم يكن حصريًا) بالعنقودات الكروية ؛ في المقابل، أكثر من 80% من جميع النجوم المتغيرة المعروفة في العناقيد الكروية هي نجوم RR Lyrae. ^{[ 5 ]} توجد نجوم RR Lyrae في جميع خطوط العرض المجرية، على عكس النجوم القيفاوية الكلاسيكية ، التي ترتبط ارتباطًا وثيقًا بمستوى المجرة.

بسبب قدمها، تُستخدم نجوم RR Lyraes بشكل شائع لتتبع بعض التجمعات النجمية في مجرة ​​درب التبانة، بما في ذلك الهالة والقرص السميك. ^{[ 6 ]}

يُعرف عدد من نجوم RR Lyrae يفوق أضعاف عدد جميع نجوم Cepheids مجتمعة؛ ففي ثمانينيات القرن العشرين، كان يُعرف حوالي 1900 نجم منها في العناقيد الكروية. وتشير بعض التقديرات إلى وجود حوالي 85000 نجم منها في مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 1 ]}

على الرغم من أن أنظمة النجوم الثنائية شائعة بالنسبة للنجوم النموذجية، إلا أن نجوم RR Lyrae نادراً ما تُشاهد في أنظمة ثنائية. ^{[ 7 ]}

تنبض نجوم RR Lyrae بطريقة مشابهة للمتغيرات القيفاوية ، ولكن يُعتقد أن طبيعة هذه النجوم وتاريخها مختلفان تمامًا. ومثل جميع المتغيرات على شريط عدم استقرار القيفاويات ، فإن النبضات ناتجة عن آلية كابا ، حيث تتغير عتامة الهيليوم المتأين بتغير درجة حرارته.

نجوم RR Lyrae نجوم قديمة ذات كتلة منخفضة نسبيًا، تنتمي إلى المجموعة الثانية من النجوم ، وهي تشترك مع متغيرات W Virginis و BL Herculis ، وهي من نوع سيفيد II . أما متغيرات سيفيد الكلاسيكية فهي نجوم من المجموعة الأولى ذات كتلة أعلى . تُعد متغيرات RR Lyrae أكثر شيوعًا من متغيرات سيفيد، ولكنها أيضًا أقل سطوعًا بكثير. يبلغ متوسط ​​القدر المطلق لنجم RR Lyrae حوالي +0.75، أي أنه أكثر سطوعًا من الشمس بمقدار 40 أو 50 مرة فقط . ^{[ 8 ]} دورتها أقصر، وعادةً ما تكون أقل من يوم واحد، وقد تصل أحيانًا إلى سبع ساعات. تُظهر بعض نجوم RRab، بما في ذلك RR Lyrae نفسها، تأثير بلازكو الذي يتميز بتعديل واضح في الطور والسعة. ^{[ 9 ]}

على عكس المتغيرات القيفاوية، لا تتبع متغيرات RR Lyrae علاقة صارمة بين الدورة والسطوع في الأطوال الموجية المرئية، على الرغم من أنها تتبعها في نطاق الأشعة تحت الحمراء K. ^{[ 10 ]} عادةً ما تُحلل هذه المتغيرات باستخدام علاقة بين الدورة واللون، على سبيل المثال باستخدام دالة ويزنهايت . وبهذه الطريقة، يمكن استخدامها كشموع معيارية لقياس المسافات ، على الرغم من وجود صعوبات تتعلق بتأثيرات المعدنية والخفوت والتداخل. يمكن أن يؤثر التداخل على متغيرات RR Lyrae التي تُرصد بالقرب من مراكز العناقيد الكروية، والتي تتميز بكثافة عالية لدرجة أنه في عمليات الرصد منخفضة الدقة، قد تظهر عدة نجوم (غير قابلة للتمييز) كهدف واحد. وبالتالي، يكون السطوع المقاس لهذا النجم الذي يبدو وحيدًا (مثل متغير RR Lyrae) أعلى من قيمته الحقيقية بشكل خاطئ، نظرًا لمساهمة تلك النجوم غير القابلة للتمييز في السطوع المحدد. وبالتالي، فإن المسافة المحسوبة خاطئة، وقد جادل بعض الباحثين بأن تأثير المزج يمكن أن يُدخل عدم يقين منهجي في سلم المسافات الكونية ، وقد يُؤثر على تقدير عمر الكون وثابت هابل . ^{[ 11 ] [ 12 ] [ 13 ]}

حدد تلسكوب هابل الفضائي العديد من المرشحين لنجم RR Lyrae في العناقيد الكروية لمجرة أندروميدا [ 3 ^{] وقام بقياس} المسافة إلى النجم النموذجي RR Lyrae. ^{[ 14 ]}

قدّم تلسكوب كيبلر الفضائي تغطية ضوئية دقيقة لحقل واحد على فترات منتظمة على مدى فترة طويلة. تقع 37 نجمة متغيرة معروفة من نوع RR Lyrae ضمن حقل كيبلر، بما في ذلك RR Lyrae نفسها، وتم رصد ظواهر جديدة مثل مضاعفة الدورة. ^{[ 15 ]}

قامت مهمة غايا برسم خريطة لـ 140,784 نجمًا من نوع RR Lyrae، منها 50,220 نجمًا لم يكن معروفًا سابقًا أنها متغيرة، وتتوفر تقديرات امتصاص بين النجوم لـ 54,272 منها. ^{[ 16 ]}

حدد مسح PanSTARRS1 3π ما يقارب 45,000 نجم من نوع RR Lyrae، وهو ما يمثل أوسع عينة (تغطي ثلاثة أرباع السماء) وأعمقها (تصل إلى 120 كيلوبارسيك) من نجوم RR Lyrae حتى الآن. في عام 2017، استخدم سيسار وزملاؤه هذه النجوم لتطوير تقنية جديدة لمطابقة القوالب، محققين تقديرات دقيقة للغاية للدورة المدارية بدقة أفضل من ثانيتين في أكثر من 80% من الحالات. ^{[ 17 ]}

استُخدم مسح الطاقة المظلمة (DES) لتحديد ما يقارب 6000 نجم مرشح من نوع RR Lyrae في سماء نصف الكرة الجنوبي، منها حوالي 31% لم تُكتشف من قبل. كما حسّن المسح علاقات الفترة باللمعان، مما ساهم في تطوير قياسات المسافة ودراسات بنية المجرات . ^{[ 18 ]}

استخدم فينغ وآخرون (2024) التصوير العميق من مسح الجيل التالي لعنقود العذراء (NGVS) لتحديد 180 مرشحًا خافتًا لنجم RR Lyrae، تقع على مسافات مركزية مجرية تتراوح بين 20 و300 كيلوبارسيك تقريبًا، وتمتد إلى داخل هالة درب التبانة الخارجية. وكان حوالي 100 من هذه المصادر غير مُفهرس سابقًا في Pan-STARRS 1 (PS1). ^{[ 19 ]}

تم التحقق من صحة معايير نبضات نجوم RR Lyrae من مسح الطاقة المظلمة (DES) ومسح Pan-STARRS 1 (PS1) ومسح الجيل التالي لعنقود العذراء، وتحسينها باستخدام مسح Hyper Suprime-Cam Subaru الاستراتيجي . كما استُخدم مطياف ESI الخاص بتلسكوب Keck II لتحليل أطياف نجوم RR Lyrae المرشحة البعيدة في هالة مجرة ​​درب التبانة، وذلك لتحديد الملوثات الخلفية من الكوازارات في المسوحات المذكورة سابقًا. ^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]}

• صورة اليوم الفلكية M3: عنقود نجمي غير ثابت، رسوم متحركة من أربع لقطات لمتغيرات RR Lyrae في العنقود الكروي M3
• رسوم متحركة لمتغيرات RR Lyrae في العنقود الكروي M15، مؤرشفة بتاريخ 6 فبراير 2012 على موقع Wayback Machine.
• رسم متحرك للنجوم المتغيرة RR Lyrae في المنطقة المركزية من العنقود الكروي M15
• نجوم RR Lyrae
• نجم الموسم المتغير من AAVSO - RR Lyrae
• أطلس أوغل لمنحنيات ضوء النجوم المتغيرة - نجوم RR Lyrae