RR de la Lira: diferència entre les revisions
→Història: Referències |
→Història: Correccions |
||
| Línia 6: | Línia 6: | ||
== Història == |
== Història == |
||
[[Fitxer:Astronomer Edward Charles Pickering's Harvard computers.jpg|esquerra|miniatura|El grup d'Edward Charles Pickering al Harvard College Observatory incloïa Henrietta Swan Leavitt (1868–1921), Annie Jump Cannon (1863–1941), Williamina Fleming (1857–1911), and Antonia Maury (1866–1952).]] |
[[Fitxer:Astronomer Edward Charles Pickering's Harvard computers.jpg|esquerra|miniatura|El grup d'Edward Charles Pickering al Harvard College Observatory incloïa Henrietta Swan Leavitt (1868–1921), Annie Jump Cannon (1863–1941), Williamina Fleming (1857–1911), and Antonia Maury (1866–1952).]] |
||
El director de l'[[Observatori de Harvard]] a finals del {{Segle|xix}}, l'astrònom estatunidenc [[Edward Charles Pickering]] (1846-1919), i el seu extens equip de «computadores» —dones que es dedicaven amb cura a realitzar molts dels càlculs tediosos o a cercar plaques fotogràfiques a l'observatori— van publicar desenes de treballs i catàlegs detallant els seus esforços en cartografia estel·lar i fotometria, recerca d'[[Asteroide|asteroides]] i fotometria, i [[Estrella variable|estrelles variables]]. Un d'aquests treballs fou un breu article en la Circular de Harvard Número 29 (1898) que descrivia una tècnica senzilla per a l'estudi de variables de període curt. En aquesta, Pickering descriu una tècnica per obtenir múltiples exposicions fotogràfiques d'una estrella en un curt període de temps —una forma primitiva però efectiva de fotometria de sèrie temporal. Una placa fotogràfica s'exposava i cobria alternativament durant intervals preestablerts en un telescopi l'alineació i velocitat de seguiment del qual no estaven precisament alineats amb el cel. El resultat era que s'obtenien múltiples exposicions d'una |
El director de l'[[Observatori de Harvard]] a finals del {{Segle|xix}}, l'astrònom estatunidenc [[Edward Charles Pickering]] (1846-1919), i el seu extens equip de «computadores» —dones que es dedicaven amb cura a realitzar molts dels càlculs tediosos o a cercar plaques fotogràfiques a l'observatori— van publicar desenes de treballs i catàlegs detallant els seus esforços en cartografia estel·lar i fotometria, recerca d'[[Asteroide|asteroides]] i fotometria, i [[Estrella variable|estrelles variables]]. Un d'aquests treballs fou un breu article en la Circular de Harvard Número 29 (1898) que descrivia una tècnica senzilla per a l'estudi de variables de període curt. En aquesta, Pickering descriu una tècnica per obtenir múltiples exposicions fotogràfiques d'una estrella en un curt període de temps —una forma primitiva però efectiva de [[fotometria]] de sèrie temporal. Una [[placa fotogràfica]] s'exposava i cobria alternativament durant intervals preestablerts en un [[telescopi]], l'alineació i velocitat de seguiment del qual no estaven precisament alineats amb el cel. El resultat era que s'obtenien múltiples exposicions d'una mateixa estrella durant una nit d'observació, permetent així determinar amb més eficiència els períodes de les estrelles variables de curt període.<ref name=":0">{{Ref-web|títol=RR Lyrae|url=https://www.aavso.org/vsots_rrlyr|consulta=2024-05-24|llengua=en|editor=The American Association of Variable Star Observers (AAVSO)|nom=Matthew|cognom=Templeton}}</ref> |
||
[[Fitxer:Williamina Paton Stevens Fleming circa 1890s.jpg|esquerra|miniatura|[[Williamina Fleming|Williamina Paton Stevens Fleming]] circa 1890s]] |
[[Fitxer:Williamina Paton Stevens Fleming circa 1890s.jpg|esquerra|miniatura|[[Williamina Fleming|Williamina Paton Stevens Fleming]] circa 1890s]] |
||
En un article de 1901 a l'''[[Astrophysical Journal]]'' Pickering i les seves col·laboradores proporcionaren una llista de seixanta-quatre noves estrelles variables,<ref>{{Ref-publicació|article=Sixty-four new variable stars.|url=http://dx.doi.org/10.1086/140808|publicació=The Astrophysical Journal|data=1901-04|issn=0004-637X|pàgines=226|volum=13|doi=10.1086/140808|nom=E. C.|cognom=Pickering|nom2=H. R.|cognom2=Colson|nom3=W. P.|cognom3=Fleming|nom4=L. D.|cognom4=Wells}}</ref> una de les quals —una estrella a la [[constel·lació de la Lira]], RR Lyr— fou descoberta utilitzant el mètode esmentat anteriorment en una placa del 13 de juliol de 1899. L'examen d'aquesta placa per una de les col·laboradores de |
En un article de 1901 a l'''[[Astrophysical Journal]],'' Pickering i les seves col·laboradores proporcionaren una llista de seixanta-quatre noves estrelles variables,<ref>{{Ref-publicació|article=Sixty-four new variable stars.|url=http://dx.doi.org/10.1086/140808|publicació=The Astrophysical Journal|data=1901-04|issn=0004-637X|pàgines=226|volum=13|doi=10.1086/140808|nom=E. C.|cognom=Pickering|nom2=H. R.|cognom2=Colson|nom3=W. P.|cognom3=Fleming|nom4=L. D.|cognom4=Wells}}</ref> una de les quals —una estrella a la [[constel·lació de la Lira]], RR Lyr— fou descoberta utilitzant el mètode esmentat anteriorment en una placa del 13 de juliol de 1899. L'examen d'aquesta placa per una de les col·laboradores de Pickering, l'astrònoma d'origen escocès [[Williamina Fleming]] (1857-1911), revelà una estrella de període curt i gran amplitud. L'estrella, amb un rang de més de 3/4 de magnitud i un període de poc més de mig dia, s'assemblava clarament a les «variables de cúmul» (també descobertes per Fleming en la seva anàlisi de les plaques del sondeig de cúmuls de l'astrònom estatunidenc [[Solon Bailey]] (1854-1931) el 1893). Les observacions regulars d'aquesta «variable de cúmul» més brillant del camp es van iniciar a Harvard així com a altres importants observatoris, incloent-hi [[Observatori Lick|Lick]] i [[Observatori de Mount Wilson|Mt. Wilson]]. La brillantor de RR Lyrae (entre la 7a i 8a [[magnitud aparent]]) la feia prou brillant per a ser observada espectroscòpicament, de manera que es podien rastrejar els canvis en el seu [[Espectre visible|espectre]] al llarg del seu cicle de variabilitat. Això permeté als astrònoms mesurar canvis en el [[tipus espectral]], així com detectar la presència de [[Espectre d'emissió|línies d'emissió]].<ref name=":0" /> |
||
[[Fitxer:Rr lyrae ltcrv en.svg|esquerra|miniatura]] |
[[Fitxer:Rr lyrae ltcrv en.svg|esquerra|miniatura|Variacions de la magnitud aparent d'RR Lyrae amb el temps.]] |
||
[[Fitxer:-Animated GIF- RR Lyrae Stars in M3 (11050793053).gif|esquerra|miniatura]] |
[[Fitxer:-Animated GIF- RR Lyrae Stars in M3 (11050793053).gif|esquerra|miniatura|Animació de variables RR Lirae en el cúmul [[Messier 3|M3]].]] |
||
En el seu exhaustiu article de revisió de 1916 sobre RR Lyrae,<ref>{{Ref-publicació|article=On the changes in the spectrum, period, and lightcurve of the Cepheid variable RR Lyrae.|url=http://dx.doi.org/10.1086/142246|publicació=The Astrophysical Journal|data=1916-04|issn=0004-637X|pàgines=217|volum=43|doi=10.1086/142246|nom=H.|cognom=Shapley}}</ref> [[Harlow Shapley]] (1885-1972) deixà clar que la hipòtesi binària per a les variacions en les [[Cefeida|variables Cefeides]] (amb les quals incloïa les «variables de cúmul») era inconsistent tant amb les variacions espectroscòpiques com fotomètriques; els espectres suggerien que les «òrbites» d'aquestes binàries haurien de ser físicament impossibles de petites, mentre que la fotometria mostrava que les variacions en el temps de pujada fins al màxim requerien variacions físicament impossibles en els paràmetres orbitals hipotètics. Shapley també notà un fet important sobre RR Lyrae utilitzant les observacions d'Oliver Wendell de Harvard així com les seves pròpies: els temps de màxim i la forma de la corba de llum de RR Lyrae varien de manera cíclica amb un període d'aproximadament 40 dies. Aquest efecte, conegut posteriorment com a [[efecte Blazhko]], ha continuat sent un enigma per als astrofísics fins als nostres dies.<ref name=":0" /> |
En el seu exhaustiu article de revisió de 1916 sobre RR Lyrae,<ref>{{Ref-publicació|article=On the changes in the spectrum, period, and lightcurve of the Cepheid variable RR Lyrae.|url=http://dx.doi.org/10.1086/142246|publicació=The Astrophysical Journal|data=1916-04|issn=0004-637X|pàgines=217|volum=43|doi=10.1086/142246|nom=H.|cognom=Shapley}}</ref> [[Harlow Shapley]] (1885-1972) deixà clar que la hipòtesi binària per a les variacions en les [[Cefeida|variables Cefeides]] (amb les quals incloïa les «variables de cúmul») era inconsistent tant amb les variacions espectroscòpiques com fotomètriques; els espectres suggerien que les «òrbites» d'aquestes binàries haurien de ser físicament impossibles de petites, mentre que la fotometria mostrava que les variacions en el temps de pujada fins al màxim requerien variacions físicament impossibles en els paràmetres orbitals hipotètics. Shapley també notà un fet important sobre RR Lyrae utilitzant les observacions d'Oliver Wendell de Harvard així com les seves pròpies: els temps de màxim i la forma de la corba de llum de RR Lyrae varien de manera cíclica amb un període d'aproximadament 40 dies. Aquest efecte, conegut posteriorment com a [[efecte Blazhko]], ha continuat sent un enigma per als astrofísics fins als nostres dies.<ref name=":0" /> |
||
Revisió del 12:53, 24 maig 2024
RR de la Lira és un estel variable de la constel·lació de la Lira, situada a prop dels límits amb la constel·lació del Cigne.[9] Essent l'estel més brillant del seu tipus, va donar nom a una classe d'estels variables, les variables RR Lyrae. La seva lluminositat aparent varia entre 7 i 8 en un període de 13 hores i 36 minuts, amb un augment ràpid fins al màxim, seguit d'un declivi lent.[10][11] La naturalesa variable dels RR Lyrae va ser descoberta per l'astrònoma escocesa Williamina Fleming al Harvard College Observatory el 1901.
La distància a RR de la Lira va romandre incerta fins a l'any 2002, quan es va utilitzar el Fine Guidance Sensor del Telescopi espacial Hubble per a determinar la distància amb un marge d'error d'un 5%, el valor obtingut va ser de 262 parsecs, o sigui, 854 anys llum.[12] En combinar aquestes dades amb les proporcionades pel satel·lit Hipparcos i d'altres fonts, es va estimar una distància de 258 parsecs, 842 anys llum.[13]
Història
El director de l'Observatori de Harvard a finals del segle xix, l'astrònom estatunidenc Edward Charles Pickering (1846-1919), i el seu extens equip de «computadores» —dones que es dedicaven amb cura a realitzar molts dels càlculs tediosos o a cercar plaques fotogràfiques a l'observatori— van publicar desenes de treballs i catàlegs detallant els seus esforços en cartografia estel·lar i fotometria, recerca d'asteroides i fotometria, i estrelles variables. Un d'aquests treballs fou un breu article en la Circular de Harvard Número 29 (1898) que descrivia una tècnica senzilla per a l'estudi de variables de període curt. En aquesta, Pickering descriu una tècnica per obtenir múltiples exposicions fotogràfiques d'una estrella en un curt període de temps —una forma primitiva però efectiva de fotometria de sèrie temporal. Una placa fotogràfica s'exposava i cobria alternativament durant intervals preestablerts en un telescopi, l'alineació i velocitat de seguiment del qual no estaven precisament alineats amb el cel. El resultat era que s'obtenien múltiples exposicions d'una mateixa estrella durant una nit d'observació, permetent així determinar amb més eficiència els períodes de les estrelles variables de curt període.[14]
En un article de 1901 a l'Astrophysical Journal, Pickering i les seves col·laboradores proporcionaren una llista de seixanta-quatre noves estrelles variables,[15] una de les quals —una estrella a la constel·lació de la Lira, RR Lyr— fou descoberta utilitzant el mètode esmentat anteriorment en una placa del 13 de juliol de 1899. L'examen d'aquesta placa per una de les col·laboradores de Pickering, l'astrònoma d'origen escocès Williamina Fleming (1857-1911), revelà una estrella de període curt i gran amplitud. L'estrella, amb un rang de més de 3/4 de magnitud i un període de poc més de mig dia, s'assemblava clarament a les «variables de cúmul» (també descobertes per Fleming en la seva anàlisi de les plaques del sondeig de cúmuls de l'astrònom estatunidenc Solon Bailey (1854-1931) el 1893). Les observacions regulars d'aquesta «variable de cúmul» més brillant del camp es van iniciar a Harvard així com a altres importants observatoris, incloent-hi Lick i Mt. Wilson. La brillantor de RR Lyrae (entre la 7a i 8a magnitud aparent) la feia prou brillant per a ser observada espectroscòpicament, de manera que es podien rastrejar els canvis en el seu espectre al llarg del seu cicle de variabilitat. Això permeté als astrònoms mesurar canvis en el tipus espectral, així com detectar la presència de línies d'emissió.[14]
.gif)
En el seu exhaustiu article de revisió de 1916 sobre RR Lyrae,[16] Harlow Shapley (1885-1972) deixà clar que la hipòtesi binària per a les variacions en les variables Cefeides (amb les quals incloïa les «variables de cúmul») era inconsistent tant amb les variacions espectroscòpiques com fotomètriques; els espectres suggerien que les «òrbites» d'aquestes binàries haurien de ser físicament impossibles de petites, mentre que la fotometria mostrava que les variacions en el temps de pujada fins al màxim requerien variacions físicament impossibles en els paràmetres orbitals hipotètics. Shapley també notà un fet important sobre RR Lyrae utilitzant les observacions d'Oliver Wendell de Harvard així com les seves pròpies: els temps de màxim i la forma de la corba de llum de RR Lyrae varien de manera cíclica amb un període d'aproximadament 40 dies. Aquest efecte, conegut posteriorment com a efecte Blazhko, ha continuat sent un enigma per als astrofísics fins als nostres dies.[14]
Tot i que RR Lyrae no fou la primera «estrella RR Lyrae» descoberta —tant les variables de cúmul com les dues estrelles de camp U Lep i S Ara foren les primeres— RR Lyrae és, de bon tros, la més brillant, i la seva brillantor la convertí en un objectiu fàcil tant per als fotometristes com per als espectroscopistes. El nom de variable RR Lyrae es convertí subseqüentment en un títol adequat per a aquesta important classe d'estrelles.[14]
Referències
- ↑ «VizieR Online Data Catalog: Henry Draper Catalogue and Extension, published in Ann. Harvard Obs. 91-100 (1918-1925)» (en anglès). Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College, segle XX.
- ↑ «A search for SX Phe stars among Kepler {delta} Scuti stars» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2012, pàg. 2413–2418. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2012.21957.X.
- ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
- ↑ Harold F. Levison «The USNO-B Catalog» (en anglès). Astronomical Journal, 2, 2-2003, pàg. 984–993. DOI: 10.1086/345888.
- ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ 6,0 6,1 6,2 Afirmat a: VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). Autor: Schuyler D. Van Dyk. Pàgina: -1. Llengua del terme, de l'obra o del nom: rus. Data de publicació: juny 2003.
- ↑ 7,0 7,1 7,2 «Carbon and oxygen abundances across the Hertzsprung gap» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 1, 8-2014. DOI: 10.1088/0004-637X/791/1/58.
- ↑ 8,0 8,1 Carlos Dafonte «Gaia Data Release 1. Summary of the astrometric, photometric, and survey properties» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 11-2016, pàg. 2–2. DOI: 10.1051/0004-6361/201629512.
- ↑ Burnham, Robert, Jr.. Dover Publications. Burnham's Celestial Handbook. 2, 1978. ISBN 0-486-23568-8.
- ↑ Kaler, James B. The Hundred Greatest Stars (en anglès). Springer Science & Business Media, 2002-06-19. ISBN 978-0-387-95436-3.
- ↑ «RR Lyrae». [Consulta: 7 abril 2021].
- ↑ Benedict, G. Fritz; B. E., McArthur; L. W., Fredrick; T. E., Harrison; J., Lee; C. L., Slesnick; J., Rhee; R. J., Patterson; E., Nelan «Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator RR Lyrae». The Astronomical Journal, 123, 1, 1-2002, pàg. 473–484. arXiv: astro-ph/0110271. Bibcode: 2002AJ....123..473B. DOI: 10.1086/338087.
- ↑ Hunter, Tim. «RR Lyrae Stars – marvelous candles» (en anglès). The Grasslands Observatory, 2007-2020. [Consulta: 28 maig 2021].
- ↑ 14,0 14,1 14,2 14,3 Templeton, Matthew. «RR Lyrae» (en anglès). The American Association of Variable Star Observers (AAVSO). [Consulta: 24 maig 2024].
- ↑ Pickering, E. C.; Colson, H. R.; Fleming, W. P.; Wells, L. D. «Sixty-four new variable stars.». The Astrophysical Journal, 13, 4-1901, pàg. 226. DOI: 10.1086/140808. ISSN: 0004-637X.
- ↑ Shapley, H. «On the changes in the spectrum, period, and lightcurve of the Cepheid variable RR Lyrae.». The Astrophysical Journal, 43, 4-1916, pàg. 217. DOI: 10.1086/142246. ISSN: 0004-637X.