Variables de tipo RR Lyrae 

 

INTRODUCCIÓN


Las variables de tipo RR Lyrae son estrellas de espectro A a F que sufren pulsaciones radiales con períodos de 0,2 a 1,2 días y amplitudes de 0,2 a 2 mag. Poseen una amplia gama de metalicidades, que van del orden de la solar a varios centenares de veces menor, lo que se cree pueda ser debido a distintos estados de evolución. Se han observado ejemplos de cambio en la forma y amplitud de la curva de luz así como del período. Si estos cambios son modulaciones periódicas (entre 20 y 200 días), se les denomina efecto Blazhko y sus causas se desconocen.

Las RR Lyrae se hallan situadas en el diagrama H-R en la rama horizontal lo que significa que aún poseyendo distintas temperaturas tienen luminosidades similares, formando una tira transversal a lo largo de la banda de inestabilidad. Pulsan en el modo fundamental o en el primer armónico (algunas en ambos) y su estudio en cúmulos globulares, como por ejemplo el M 3, ha revelado que las situadas en el lado rojo de la banda pulsan en el modo fundamental y las del lado azul en el primer armónico, en tanto que las del centro están mezclados o lo hacen en ambos a la vez (doble modo). Esto sugiere una evolución con un intercambio de los modos de pulsación con el tiempo. Este modelo evolutivo parece indicar que durante el intercambio de los modos de pulsación pueden pulsar con ambos a la vez. Por su parte, García-Melendo y Clement pusieron de manifiesto que la relación entre ambos períodos en las RR Lyrae de doble modo está correlacionada con su grado de metalicidad.

Tradicionalmente se denomina también a las RR Lyrae cefeidas de corto período o variables de cúmulo. La mayoría de estas estrellas pertenecen a la componente esférica de la Galaxia. Están presentes (en ocasiones en gran número) en ciertos cúmulos globulares (estrellas pulsantes de la rama horizontal). Como para las cefeidas, la velocidad máxima de expansión de las capas superficiales de estas estrellas coincide prácticamente con el máximo de brillo. Las RR Lyr se clasifican en tres subtipos:

RRAB:

Se trata de variables de tipo RR Lyrae con curvas de luz asimétricas, con una rama ascendente rápida, con períodos de 0,3 a 1,2 días y con amplitudes de 0,5 a 2 magnitudes. Se cree que pulsan en el modo fundamental (el prototipo es RR Lyr). 

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RR Lyrae es el prototipo de este tipo de variables que posee un período de 0,5668 días y pertenece al subtipo RRab y al mismo tiempo tiene un Blazhko de 40,8 días. Curva fotoeléctrica obtenida por el GEA en 1984 desde el Observatorio de Sampsor.


RRC:

Las variables de tipo RRc tienen curvas de luz casi simétricas, a menudo senoidales con períodos de 0,2 a 0,5 días y amplitudes que no rebasan las 0,8 mag. Se supone que pulsan en su primer armónico. 

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V2109 Cyg es una RRc muy particular, pues es la que posee el período más corto conocido (0,186 días) y además apenas varía 0,2 magnitudes (observaciones de J.M. Gómez con un telescopio de 6 cm, Observ. de Mollet).

 

RR(B):

Son variables de tipo RR Lyrae mostrando dos modos de pulsación idénticos, el fundamental con un período P0 y el armónico P1. La relación P1/P0 es próxima a  0,745 lo cual es un buen indicativo para identificarlas. En nuestra galaxia se conocen muy pocos ejemplos. Actualmente, la denominación RRb que figura en el CGVS para estas estrellas, ha sido sustituida por parte de los especialistas por la de RRd.

 

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GSC 1001_723 es un ejemplo de RR Lyr que pulsa en doble modo, con períodos de 0,344 y 0,453 días (Enrique García-Melendo, Observ. Esteve Duran).

 

Posiblemente el número de RR Lyrae está sobredimensionado en el GCVS. En efecto, mientras que en la tercera edición de este catálogo aparecen más de 6.000 RR galácticas, por contra sólo figuran unas 400 eclipsantes del tipo W UMa (EW). Sin embargo, con las modernas observaciones CCD el número de descubrimientos de EW es muy superior al de RR Lyrae, sugiriendo que las superan claramente en número, lo que da a suponer que muchas variables catalogadas en el pasado como RR a partir de las ruidosas curvas fotográficas, en realidad son eclipsantes del tipo W UMa. La obtención de curvas de luz de RR Lyr poco estudiadas más débiles de la magnitud 12, puede ser un interesante campo de trabajo para los variabilistas, pues muchas de ellas probablemente estén mal clasificadas.