متغیر های تپشی
معرفی متغیر های تپشی
به طور کلی به هر ستاره ای که درخشندگی آن در حال تغییر باشد ستاره متغیر گویند.روشنایی این ستاره ها بسته به نوع شان در بازه های مختلف زمان تغییر می کند.کارهای علمی بر روی آنها از اواسط قرن ۱۹ شروع شده و به دلیل اطلاعاتی درباره خواص ستاره ها به ما می دهند،اهمیت پیدا کردند.
متغیر های تپشی
معرفی متغیر های تپشی
به طور کلی به هر ستاره ای که درخشندگی آن در حال تغییر باشد ستاره متغیر گویند.روشنایی این ستاره ها بسته به نوع شان در بازه های مختلف زمان تغییر می کند.کارهای علمی بر روی آنها از اواسط قرن ۱۹ شروع شده و به دلیل اطلاعاتی درباره خواص ستاره ها به ما می دهند،اهمیت پیدا کردند.
متغیر های تپشی
درخشندگی این ستاره ها بر اثر انقباض و انبساط لایه های سطحی شان تغییر می کند.تپش آنها ممکن است شعاعی یا غیر شعاعی باشد،تپش های شعاعی صورت کروی ستاره را نگه می دارد اما تپش های غیر شعاعی موجب بیضی شدن ستاره می شود.این دسته از متغیر ها بر حسب دوره تناوب تغییراتشان،دما و مرحله تحولشان به زیر رده های مختلفی تقسیم می شود که مهمترین آنها عبارتند از :
قیفاووسی
این متغیر ها نام خود را از ستاره دلتا - قیفاووس گرفته اند.آنها ستاره های جوانی هستند که در مرحله ناپایداری نمودار هرتسپرونگ-راسل ( H-R ) به سر می برند دوره تناوب آنها ۱ تا ۷۰ روز و رده طیفی شان G٬FوK است.افزایش درخشندگی این متغیر ها سریع تر از کاهش درخشندگی شان رخ می دهد.برای مثال دلتا-قیفاووس در مدت ۱.۵ روز به بیشینه درخشندگی و طی ۴ روز به کمینه خود می رسد.در سال ۱۹۱۲ هنریبا لیویت با برسی ۲۵ ستاره متغیر قیفاووسی در ابر ماژلانی بزرگ متوجه شد٬ هرچه دوره تناوب یک متغیر قیفاووسی بلندتر باشد٬ درخشندگی واقعی آن بیشتر است.این یافته بزرگ کمک بزرگی به فاصله سنجی ستاره و خوشه های ستاره ای محسوب می شود.زیرا به این ترتیب می توان درخشندگی واقعی ستاره را بدست آورد و از مقایسه قدر ظاهری با درخشندگی مطلق فاصله مورد نظر را بدست آورد.در سال ۱۹۱۷ هارلو شیپلی با همین روش فاصله ما تا مرکز کهکشان محاسبه نمود و کمی بعد از او ادوین هابل با بررسی چند قیفاووسی در کهکشان های دیگر ( که سحابی پنداشته می شدند ) دریافت که کهکشان ما در عالم تنها نیست.
W - سنبله
اغلب در خوشه های کروی و در عرض های بالایی کهکشان یافت می شوند.دوره تناوب آنها ۰.۸ تا ۳۵ روز و تغییر قدرشان بین ۰.۳ تا ۱.۲ قدر است.این ستاره ها هم از رابطه دوره تناوب - درخشندگی پیروی می کنند٬ اما برای هر دوره تناوب مشخص ۰.۷ تا ۱.۲ قدر کم نور تر از همتایان قیفلووسی خود هستند.
RR - شلیاقی
ستاره هایی پیر٬سفید٬داغ و کم جرم که منحنی نوریشان شبیه قیفاووسی هاست اما دوره تناوب آنها کوتاهتر و بین ۰.۰۵ تا ۱.۲ روز است. این متغیر ها مستقل از دوره تناوبشان٬ قدر مطلق ثابتی دارند. دامنه تغیرات آنها ۰.۳ تا ۲ قدر است.جالب آن است که می توان تغییرات آنها طی یک شب دنبال کرد.
RV - ثوری
ابرغول های نارنجی و قرمز اند که دچار تپش ستاره ای شدند. در بیشینه درخشندگی از رده طیفی F-G هستند در حالی که در کمینه درخشندگی دمایشان کمتر است و از رده K-M محسوب می شوند.دوره تناوب آنها ۳۰ تا ۱۵۰ روز و تغییر قدرشان تا ۳ قدر متغیر است.
نیمه منظم
این متغیر ها غول ها و ابر غول های سرخی اند که تغییرات درخشندگی متناوبی از خود نشان نمی دهند.دوره تناوب آنها ۳۰ تا چندهزار روز و تغییراتشان معمولا کمتر از ۲.۵ قدر است.
بلند دوره منظم ( میراگونه )
سردسته آنها امیکرن-قیطس یا میرا ( MIRA ) می باشد.دوره تناوب این رده ۸۰ تا ۱۰۰۰ روز و تغییراتشان حداقل ۲.۵ فدر است.در واقع آنها ابرغول های سرخی از رده طیفی M هستند. این ستاره ها که در دوران پایان زندگیشان به سر می برند٬واقعا بزرگ اند به طور مثال میرا چناب بزرگ است که اگر به جای خورشید قرار گیرد لایه های بیرونی تا مدار مشتری می رسند.تپش های آنها هم شعاعی و هم غیر شعاعی است٬و شاید به دلیل همین تپش هاست که برخی از آنها از جمله میرا بیضوی اند.
