متغیرهای قیفاووسی

مقدمه

می‌توان گفت که متغیرهای قیفاووسی مهمترین ستارگان تپنده‌‌ای هستند که تغییر پذیری زیاد و واضحتری را نشان می‌دهند. متغیرهای قیفاووسی ، که نام خود را از ستاره دلتا قیفاووسی گرفته‌اند، رده‌ای از اجرام آسمانی را در بر می‌گیرند که در نوار ناپایداری نمودار رنگ - قدر ، بالاتر از قدر مطلق حدود 1- هستند. اکثریت ستارگانی که در این بخش نمودار یافت می‌شوند، متغیرهای قیفاووسی هستند. از این رو ، هر ستاره به اندازه کافی پر جرم ، که در بخش نورانی نمودارقدر - رنگ جا می‌گیرد، سرانجام از نوار ناپایداری گذر خواهد کرد و دست کم در دوره‌ای کوتاه پس از رشته اصلی ، به متغیر قیفاووسی تبدیل خواهد شد.

دسته مهمی از ستارگان که تپشهای منظم از خود نشان می‌دهند، به متغیرهای قیفاووسی معروفند. این ستارگان ، نقش حساس و قاطعی در تعیین اندازه گیری فواصل در ستاره شناسی کوچک از مرتبه چند هزار سال نوری و نخستین مرحله اندازه گیری یک فاصله واقعا بزرگ که مربوط به کهکشان M31 است. اگر قیفاووسیها وجود نمی‌داشتند، قطعا راه دیگری برای پل زدن پیدا شده بود، اما دقت آن نمی‌توانست با دقت روش متغیرهای قیفاووسی برابری کند.

منحنیهای نور

ترسیم نورانیت یک متغیر قیفاووسی در طول چرخه کامل تغییرات آن ، منحنی نور نامیده می‌شود. در مدت هزاران سالی که ستاره در فاز قیفاووسی می‌ماند، منحنی نور بارها تکرار می‌شود و شکل آن تقریبا در تمام چرخه‌ها یکسان است. در منحنی نور ، معمولا یک افزایش سریع نورانیت به طرف ماکزیمم و سپس کاهش تدریجی آن را به طرف مینیمم می‌بینیم، ولی در تعدادی از قیفاووسیها ، منحنیهای نور تقریبا بطور کامل متقاون هستند.

منحنیهای سرعت

به موازات تغییر نورانیت قیفاووسی ، سرعت شعاعی آن نیز در طول چرخه و درست با همان دوره تناوب تغییر می‌کند. هنگامی که ستاره اندازه تقریبا متوسطی دارد، سرعتش حداکثر است و هنگامی که اندازه ستاره ماکزیمم یا مینیمم است سرعت به صفر می‌رسد (نسبت به مرکز ستاره ، که ممکن است سرعت ثابتی نسبت به خورشید داشته باشد). این مطلب را می‌توان از چگونگی تپیدن ستاره در طول یک چرخه درک کرد. هنگامی که ستاره منقبض می‌شود، انتقال به طرف قرمز زیاد آن حاکی از این است که قسمت اعظم سطح ستاره که از زمین دیده می‌شود، در حال دور شدن است.

با رسیدن ستاره به اندازه مینیمم ، انتقال به طرف قرمز در آن دیده نمی‌شود، زیرا در چنین نقطه‌ای ، حرکت جو ستاره نسبت به مرکز آن متوقف می‌شود. در این موقع ستاره به نورانیت مینیمم نزدیک می‌شود، زیرا اندازه آن نیز مینیمم است. پس از این حالت ، ستاره انبساط خود را آغاز می‌کند و انتقال به طرف آبی از خود نشان می‌دهد. سرانجام گرانش انبساط را متوقف می‌سازد، و این در حالتی است که ستاره به اندازه و نورانیت ماکزیمم رسیده است. دوباره ، در این نقطه ، سرعت ستاره نسبت به مرکز آن صفر می‌شود و دیگر انتقالی حاکی از سرعت شعاعی ستاره به چشم نمی‌خورد. به موازات انقباض مجدد ستاره ، انتقال به طرف قرمز و کاهش نورانیت ظاهر شده و چرخه تکرار می‌شود.

دوره تناوب و درخشندگی

معلوم شده است که دوره تناوب متغیرهای قیفاووسی در گستره‌ای از حدود یک روز تا 150 روز است. تعداد قیفاووسیهای بلند دوره بسیار کم است. درخشندگیهای قیفاووسیها نیز گستره وسیعی ، از قدر مطلق 7- یا 8- در نورانیترین حالت تا 1- در کم نورترین حالت ، دارد. در طول چرخه تغییرات ، درخشندگی با عامل 2 یا 3 تغییر می‌کند؛ یعنی ستاره می‌تواند در حالت ماکزیمم ، 100% یا بیشتر ، نورانیتر از حالت مینیمم باشد. در برخی از قیفاووسیها تغییر دامنه نورانیت تنها حدئود 20% است، اما مقدار رایج تغییر دامنه از مرتبه 50% است. اختلاف قدر ، که دامنه نامیده می‌شود، می‌تواند گستره‌ای از حدود 0.2 تا 2.0 قدر داشته باشد. (یادآوری این نکته سودمند است که اختلاف 0.75 در قدر متناظر با دو برابر شدن نورانیت است).

رابطه دوره تناوب درخشندگی و تابندگی ذاتی آنها

در سال 1914 ، اخترشناسی به نام هنریتا لیویت که در رصدخانه کالج هاروارد کار می‌کرد، به اکتشاف مهمی درباره متغیرهای قیفاووسی نائل شد. او مشغول بررسی صفحه‌های عکاسی بود که از ابرهای ماژلان ، دو کهکشان همسایه راه شیری که در آسمان نیمکره جنوبی دیده می‌شوند، گرفته شده بودند. خانم لیویت ، در این کهکشانها چند صد ستاره متغیر کشف کرد و تعداد زیادی صفحه عکاسی را ، که در زمانهای مختلف از آنها تهیه شده بود، برای تعیین ویژگیها ، منحنیهای نور ، دوره تناوب و قدر آنها بکار برد. او در روند این بررسیها ، همبستگی استواری میان دوره تناوب و درخشندگیهای متغیرهای قیفاووسی کشف کرد.

قیفاووسیهای کوتاه دوره ، همگی کم نور ، ولی در مقایسه ، قیفاووسیهای بلند دوره نورانی بودند. هنگامی که لیویت داده‌هایی را که یافته بود به صورت نمودار ترسیم کرد، بدست آورد. این همبستگی ، که رابطه دوره تناوب درخشندگی نامیده می‌شود، تا آن زمان ناشناخته بود، زیرا مشکلاتی در تعیین فاصله دقیق قیفاووسیهای کهکشان راه شیری وجود داشت. هیچ یک از قیفاووسیها بدان اندازه نزدیک نیستند که بتوان اختلاف منظر آنها را به دقت تعیین کرد؛ از طرف دیگر ، تا آن موقع روشهای دیگری برای اندازه‌گیری فاصله‌های دور دست هنوز تکمیل نشده بود. از این رو ، خانم لیویت یکه تاز این عرصه بود تا کشف خود را انجام دهد. از آنجا که تمام قیفاووسیهای ابرهای ماژلان تقریبا فاصله‌ یکسان با زمین دارند، کار خانم لیویت نیز بی دردسر بود. حتی لازم نبود که فاصله تک تک آنها را بدست آورد تا همبستگی میان فاصله و دوره تناوب را کشف کند. چرا که با یکسان بودن فاصله‌ها ، تنها با ترسیم نمودار قدر ظاهری و دوره تناوب نیز می‌شد نتیجه لازم را گرفت.

رابطه دوره تناوب - درخشندگی به مهمترین ابزار در سنجش فاصله‌های ستاره‌ای تبدیل شده است. این رابطه ، درجه‌بندی اساسی فواصل کهکشانهای نزدیک را میسر می‌سازد و مبنای درجه‌بندی مقیاس فاصله نا اجرام بسیار دور دست را تشکیل می‌دهند. این رابطه را می‌توان در هر جا که متغیر قیفاووسی یافت می‌شود بکار برد، زیرا تنها چیزهایی که باید اندازه‌گیری شود، دوره تناوب قیفاووسی و قدر ظاهری آن است. درجه‌بندی رابطه دوره تناوب - درخشندگی ، در آغاز ، بسیار مشکل بود و به روشهای مختلف و غیر مستقیم انجام می‌شود. در سال 1952 ، اخترشناسان دریافتند که تمام درجه بندیهایی که تا آن زمان انجام گرفته، نادرست است. پس از آن ، در سالهای دهه 1950 ، با روشی بسیار دذقیق ، یعنی تطبیق با رشته اصلی ، تمام محاسبات از نو صورت گرفت. متغیرهای قیفاووسی خوشه‌های باز در بخش نزدیک کهکشان ما برای تنظیم رابطه قدر مطلق - دوره تناوب بکار گرفته شدند، زیرا فاصله‌های آنها به کمک تنظیم رشته اصلی برای خوشه ، به دقت قابل تعیین بود.

با چنین درجه‌بندی ، رابطه دوره تناوب - درخشندگی حاصل شد. در این نمودار ، زمان تناوب بر حسب قدر مطلق ترسیم شده است. اگر در هر کجای جهان ، یک متغیر قیفاووسی بیابیم و دوره تناوب و میانگین قدر آن را تعیین کنیم، یافتن فاصله آن مستقیما از روی نمودار به آسانی امکان پذیر است. صرفا ، از روی دوره تناوب می‌توان قدر مطلق قیفاووسی را از نمودار بدست آورد و سپس با انجام مقایسه‌ای میان قدر ظاهری اندازه‌گیری شده و قدر مطلق ، فاصله را یافت. برای مثال ، یک متغیر قیفاووسی در کهکشانی دیگر دارای دوره تناوب 10 روز و قدر ظاهری آبی 21.5 است. از روی نمودار می‌دانیم که قدر مطلق آن می‌باید 3.5- باشد.

این بدان معناست که تفاوت میان قدر مطلق و قدر ظاهری این قیفاووسی برابر است با 25 = 3.5 + 21.5. اختلاف میان این دو قدر با عامل 25 به معنی اختلاف میان درخشندگی با عامل 10 میلیارد (1010) است. با یاد آوری اینکه قدرمطلق یک جسم به عنوان قدرظاهری آن در فاصله 10 پارسکی تعریف می‌شود، می‌توان گفت که اگر این قیفاووسی 10 پارسک دورتر بود، 10 میلیرد بار کم نورتر دیده می‌شد. نورانیت یک جسم با عکس مربع فاصله آن تغییر می‌کند. از این رو ، فاصله قیفاووسی می‌باید به اندازه 510 بار بیشتر از 10 پارسک ، یعنی 610 پارسک باشد. این فاصله ، یعنی یک میلیون پارسک ، دورترین فاصله‌ای است که در آن می‌توان متغیرهای قیفاووسی را بزرگترین تلسکوپهای روی زمین بخوبی مطالعه کرد.

ستاره میرا

در مدت وقوع یک تپش، شعاع قیفاووسی حدودا 10 درصد تغییر می‌کند، این مقدار ، به حد قابل ملاحظه‌ای کمتر از حوزه نوسان انواع مشخص دیگری از ستارگان متغیر است. مثلا ستاره میرا که تپشهای نامنظمی دارد، حدود 20 درصد تغییر می‌کند. نور مرئی که بوسیله میرا گسیل می‌شود، در خلال یک چرخه آن بطور فوق العاده‌ای تغییر می‌کند. ستاره میرا در درخشنده‌ترین وضعیت خود ، به صورت یک ستاره قرمز از قدر دوم ظاهر می‌شود؛ اما در کم نورترین وضعیت خود ، شگفت آور بود، ستاره‌ای که بطور منظم ، هر یازده ماه یکبار ظاهر و مجددا ناپدید می‌‌‌شد! شناخته شده بود، نشان می‌دهد آنها با چه دقتی آسمانها را نظاره می‌کردند.

منبع : www.roshd.ir - رشد