¶ RR Lyrae
作者：丁玥丹
主分类：Pulsation
¶ 历史背景
历史上第一颗RR Lyr = HD182989是在1901年E. Pickering的“六十四颗新变星”的论文中首次被提及。在其表1中，苏格兰女天文学家Williamina Fleming发现第一颗RR Lyr。它也是最亮的，便以其名代表此型。
天琴 RR 型变星最初都是在球状星团发现的，已知约1900颗，估计银河系约有85000颗，故又有星团变星之称。后来又发现其不属于球状星团的同型变星。它们是光谱A 型或F 型，其质量和半径差别小，平均分别为0.5M。和5R，平均绝对星等约为0.75"，天琴 RR 型变星是属于星族Ⅱ的，也存在周光关系，但光度较低，成为测定较近距离的尤其银河系和本星系群星团等的"标准烛光"。基于光变曲线的形状，天琴 RR 型变星又分为 RRab （数目占91%)、 RRc （占9%）和 RRd 。不同于前两型， RRd 是双模式脉动的。
天琴 RR 型变星在赫罗图上位于造父变星不稳定带的下部，光变周期为0.05~1.5d。变幅 0.5"~1.5"
RR Lyrae是处于核心氦燃烧阶段的古老的低质量恒星[1]，
已知主要以基本模式（a型和b型的RR天琴星，现在统称为RRab或RR0星）和第一泛音（c型的RR天琴星，现在也称为RR1星）进行脉动。
它们可以在整个银河系中被发现，在棒、厚盘、晕、球状星团中[2]，以及在我们星系内外的各种矮星系和恒星流中都存在。对RR Lyrae stars的研究开始于一个多世纪前[1:1]（Kapteyn 1890；贝利1902；皮克林1901）。最初，它们被认为是一组均匀的明亮的变星，在银河系中非常丰富，并被发现是有用的距离指标。这种变星的分布范围以及其较小的质量（通常只有太阳的60%-80%）证明它们是年老的恒星。有些甚至达到了120亿岁几乎和宇宙同龄。它们有着较大的半径，通常是太阳的4-6倍。这些恒星是中小质量恒星演化后期的模版，它们已经经过了红巨星阶段，逐渐收缩变热，最终将变成炽热的白矮星。
¶ 物理图像
¶ 基本信息
天琴 RR 的平均目视星等为7.195，变化为7.06~8.12，光变周期为0.566d ,光谱变化为A7Ⅲ~F8Ⅲ。色指数（ U - B )=+0.172和（ B - V )=+018，离我们（860±40) ly，绝对星等Mv为0.600±0.126，其质量为0.65M，半径脉动变化为5.1R~5.6R 。光度变化为44-54倍太阳光度。温度变化为6075~6175K。它的脉动强度或相位（有时两者）有周期性调制（ Blazhko effect )，导致各脉动周期的光变曲线变化，调制周期为（39.1±0.3) d 。它在偏心率大的轨道绕银河系中心转动，近银心距为6800ly ，远银心距为599万光年，其轨道面靠诉银道面，因而它离银道面上下680ly内。[3]富金属的RR Lyr恒星的亮度比贫金属的恒星要低。
¶ 赫罗图
位于赫罗图的水平分支和脉动不稳定带的交叉区域，大振幅和短周期径向脉动，典型周期为0.2-1天，c型RR天琴星比ab型恒星更蓝。
¶ 脉动机制
¶ 子分类
一直以来，RR Lyrae被认为是简单的、大振幅的径向脉冲星。它的脉动机制分为：径向基本模式（F模式，RRab星）的脉动，径向第一泛音模式（1O模式，RRc星）的脉动和这两种模式的同时脉动（RRd星）。Blazhko效应——脉动振幅和/或相位的准周期调制——在相当一部分RRab恒星中观察到，而在RRc恒星中较不常见[4]。
RRab脉动是径向基本模式的。1917年，英国天文学家A.S.爱丁顿首先提出了变星脉动理论。其图像是，在脉动变星内部，向外的压力和向里的引力失去了平衡。如果压力偏大，星体就会膨胀，其结果是压力减小，引力超过了压力，星体收缩，收缩的结果又使压力增加，再次使得星体膨胀，这样，星体就在平衡半径附近脉动。爱丁顿建立了描述星体脉动的方程，并推出一个关系：脉动周期与星体平均密度的平方根成反比。因此，体积大的脉动变星因平均密度小，脉动周期应较长。脉动变星存在周光关系。
RR Lyrae星的脉动机制是由其内部物理过程驱动的，这一机制主要涉及到恒星的不稳定带（Instability Strip）和氦离子化（Helium Ionization）。
在赫罗图（Hertzsprung-Russell diagram）上，RR Lyrae星位于所谓的不稳定带。这是一个特定的区域，其中恒星的物理条件导致其外层发生不稳定的脉动。RR Lyrae星的脉动主要由其外层的氦离子化驱动。在恒星内部，氦元素经历一次或多次电离和复合的过程。当氦从中性态变为一次电离态时，它极大地增加了对辐射能量的吸收，导致恒星的外层膨胀。温度和辐射压力的变化：当恒星外层膨胀时，它冷却下来，氦重新结合成中性原子，辐射能量得以逸出，辐射压力减小。这导致恒星收缩，从而加热氦，重启氦的离子化过程。RR Lyrae星的典型脉动周期在0.2至1天之间。这个周期与恒星的平均密度有关。脉动周期较短的RR Lyrae星通常体积较小、密度较高。这种脉动可以通过Eddington阀理论来解释，该理论描述了在恒星内部，辐射和物质之间能量传递的不稳定性，导致恒星的周期性膨胀和收缩。RR Lyrae星的脉动反映了它们处于恒星演化的特定阶段。它们通常是较老的恒星，位于红巨星分支离开主序带后的演化阶段。
RR Lyrae星的脉动机制不仅对理解恒星物理至关重要，也为测量银河系及其他星系的距离提供了重要的方法。通过研究它们的脉动特性，天文学家能够更好地理解恒星的内部结构和演化过程。
¶ 周光关系
小点表示RRab（黑色）和RRc（粉红色）恒星的位置
基准脉动模式和第⼀泛⾳脉动模式的RR lyrae表现出不同的周光关系。
正方形、圆圈和三角形代表基本脉动模式（RRab）、第一泛音模式（RRc）和双模脉冲（RRd）
¶ 典型天体
天琴RR型变星的一个典型代表就是它们的命名者——天琴RR（RR Lyrae）星本身。天琴RR星是一颗脉动变星，位于天琴座，因此得名。它是天琴RR型变星中最著名的一个，其特性也代表了这一类恒星的典型特征。
¶ 天体基本信息
天琴RR的光变周期大约是0.5668天，其光变幅度大约在0.5至1等之间，这也是天琴RR型变星的典型光变幅度。天琴RR星的光谱类型通常是A至F型，其表面温度在6000至7500K之间。天琴RR星的绝对星等（即其在标准距离上的亮度）是一个关键特性，它允许天文学家使用这类星作为距离指标。天琴RR星位于我们银河系的晕部分，它们通常被发现在银河系的旧星族中，如球状星团。由于它们的光变周期与绝对星等之间存在一个明确的关系（莱顿-锐森关系），天琴RR星及其同类星被用作测量星际和星系距离的重要工具。
¶ 光变曲线
¶ 短时傅里叶变换
¶ 二维相位折叠图
RRab光曲线的形状是不对称的，在光学波长处，亮度从最小值到最大值急剧上升，亮度从最大值缓慢减小到最小值。大多数RRab光曲线都有锯齿的形状，在最小亮度附近有一个凸起，很容易识别。
RRc具有更对称的光曲线，在光学波长和红外波长都表现出近正弦的变化。在某些情况下，RRc星也会沿着上升的分支显示出一个小的隆起。较小的振幅、较暗的亮度和较多的正弦光曲线使得RRc恒星的识别和分类比RRab恒星相对更困难。
RRd很罕见，具有双模脉动模式的类型
¶ 重要文献
¶ 参考文献
Bhardwaj A. RR Lyrae and Type II Cepheid Variables in Globular Clusters: Optical and Infrared Properties[J]. Universe, 2022, 8(2): 122 ↩︎ ↩︎
[Monelli M, Fiorentino G. RR Lyrae Stars and Anomalous Cepheids as Population Tracers in Local Group Galaxies[J]. Universe, 2022, 8(3): 191.] ↩︎
Torrealba G, Catelan M, Drake A J, et al. Discovery of∼ 9000 new RR Lyrae in the southern Catalina surveys[J]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2015, 446(3): 2251-2266. ↩︎
Mantegazza, L., Poretti, E., & Zerbi, F.~M. 1994, Delta Scuti Star Newsletter, Issue 7, p. 4-4., 7 ↩︎