Shahraabi در ‏۲۴ ژوئیهٔ ۲۰۱۹، ساعت ۰۵:۲۳

2019-07-24T05:23:50Z

صفحهٔ تازه

ستارۀ متغیّر (variable star)<br/> در اخترشناسی، ستاره‌ای که درخشش آن به‌صورت منظم یا غیرمنظم، طی دوره‌هایی از چند ساعت تا چند ماه یا چند سال تغییر می‌کند. متغیرهای قیفاووسی<ref>Cepheid variables</ref> با دوره‌های چند روزه یا چند هفته‌ای مرتباً منبسط و منقبض می‌شوند. ستاره‌هایی که اندازه و درخشش آن‌ها در فواصل زمانی با دقت کمتری تغییر می‌کند عبارت‌اند از متغیرهای درازدوره<ref>long-period variables</ref> ازجمله غول سرخ<ref>red giant</ref> میرا<ref>Mira </ref>، در صورت فلکی<ref>constellation </ref> قیطُس<ref>Cetus</ref>، با دوره‌ای حدود ۳۳۱ روز، و متغیرهای نامنظم، ازجمله برخی از اَبَرغول<ref>supergiant</ref>های سرخ. متغیرهای فورانی<ref>eruptive variables</ref> فوران‌های ناگهانی نور از خود گسیل می‌کنند. از سطح برخی از آن‌ها شراره<ref>flare</ref>هایی بیرون می‌آید، در حالی‌‌که برخی دیگر، نظیر نواختر<ref>nova</ref>ها، از انتقال گاز بین یک ‌جفت ستارۀ نزدیک به‌هم حاصل می‌شوند. اَبَرنواختر<ref>supernova</ref> از مرگ انفجاری ستاره پدید می‌آید. در دوتایی‌گرفتی<ref>eclipsing binary</ref>، تغییرات نتیجۀ تغییر در خود ستاره نیست، بلکه ناشی از گرفت یک ستاره با ندیمی<ref>companion</ref> نزدیک به آن است. گونه‌های متفاوت تغییرپذیری ارتباط نزدیکی با مراحل تحول ستاره‌ها دارد.

'''تاریخچه'''. صرف‌نظر از چند نواختر، هیچ ستارۀ متغیری تا اواخر قرن ۱۶ رصد نشده بود. در ۱۵۹۶، دیوید فابریسیوس<ref>David Fabricius</ref>، اخترشناس آلمانی، متوجه متغیر بودن «میرا» شد و اخترشناس انگلیسی، جان گودریک<ref>John Goodricke </ref> (۱۷۶۴ـ۱۷۸۶)، متغیر کوچک‌تر اما بسیار منظم دلتا قیفاووس<ref>Delta Cephei </ref> را کشف کرد (۱۷۸۴). قبل از به‌کاربردن عکاسی در اخترشناسی در دهه ۱۸۴۰، کمتر از بیست ستارۀ متغیر شناسایی شده بود. کشف ستاره‌های متغیر با استفاده از عکاسی آسان شد و نورسنجی‌های فتوالکتریک اخیر توانسته است خَم نور<ref> light curve</ref> آن‌ها را با دقت بسیار زیاد ترسیم کند.

'''دوتایی‌های گرفتی'''. از میان ۱۹هزار ستارۀ متغیر شناسایی شده، ۸۰ درصد آن‌ها متغیرهای ذاتی<ref>intrinsic variables</ref>، و بیست درصد آن‌ها هم دوتایی‌های گرفتی یا زوج‌ستاره‌هایی‌اند که بر گرد یکدیگر مدارپیمایی می‌کنند و نور ترکیب‌شده‌ آن‌ها، وقتی یکی موجب گرفت دیگری می‌شود، اُفت می‌کند. با اندازه‌‌گیری تفصیلی خم نور در سامانه‌های گرفتی، می‌توان شناخت زیادی از ساختار آن‌ها به‌دست آورد. در مواقعی که سرعت شعاعی<ref>radial velocity</ref> هردو ستاره قابل رصد باشد، جرم، قطر، و دمای هر یک از آن‌ها را می‌توان به‌دست آورد. ستارۀ رأس‌الغول<ref>Algol </ref> معروف‌ترین دوتایی گرفتی است. در ۱۶۶۹، مونتاناری<ref>Montanari </ref> به تغییرات آن، و در ۱۷۸۲، گودریک به دورۀ منظم ۲.۸۷روزه آن پی‌برد و به‌علت آن اشاره کرد. بعضی از دوتایی‌های گرفتی شامل دو ستاره‌اند که بسیار نزدیک به‌هم، بر گرد یکدیگر مدار می‌پیمایند یا تقریباً با ‌هم در تماس‌اند. چنین ستاره‌هایی به‌علت جاذبۀ گرانشی<ref>gravitational attraction</ref>شان به‌شدت تغییرشکل یافته به نظر می‌رسند‌. دوره‌های مداری دوتایی‌های گرفتی از حدود چهار تا ۲۷ ساعت است.

'''ستاره‌های متغیر ذاتی'''. ستاره‌های متغیر ذاتی به چندین رده تقسیم، و با ‌نام اعضای نمونه‌شان نام‌گذاری می‌شوند. تپش‌های منظم و نامنظم عامل تغییر نور اکثر متغیرهای شناخته‌شده با دوره‌هایی از چنددقیقه‌ تا چندسال است. در کل، تغییر نور در ستاره‌هایی با دوره‌های طولانی‌تر (درازدوره) بیشتر است. رده‌های متعددی از ستاره‌های متغیر، که دوره‌های کوتاه یا متوسطی دارند، شامل متغیرهای قیفاووسی‌اند که با نام دلتا قیفاووس نامیده می‌شوند. این ستاره با دورۀ بسیار منظم ۵.۳۷ روز، و با تغییر قدر ۰.۸ می‌تپد. بیشینۀ درخشش آن به بیش از دو برابر درخشش کمینه می‌رسد. دورۀ قیفاووسی‌ها سه تا پنج روزه است. در ۱۹۱۲، هنریتا لیویت<ref>Henrietta Leavitt</ref> رابطۀ بین دوره و درخشش آن‌ها را نشان داد؛ هرچه دوره طولانی‌تر باشد، قیفاووسی درخشان‌تر است. بنا بر این رابطه، با استفاده از دورۀ مشاهده‌شدۀ هر قیقاووسی بسیار دور، تعیین درخشندگی ذاتی آن ممکن می‌شود؛ سپس، با درنظر گرفتن درخشندگی ظاهری آن فاصله‌اش را به‌دست می‌آورند. بدین‌ترتیب قیفاووسی‌ها برای محاسبۀ فاصلۀ کهکشان<ref>galaxy </ref>های دوردست اهمیت یافتند. در ۱۹۵۲، در رابطۀ بین دوره و درخشندگی تجدیدنظر شد و فواصل پذیرفته‌شدۀ کهکشان‌ها را به دوبرابر رساند. نتیجۀ مستقیم این امر این بود که متغیرهای دبیلیو سُنبله‌ای و آرآر شلیاقی<ref>RR Lyrae variables</ref>، آن‌گونه که پیش از آن تصور می‌شد، به قیفاووسی‌ها تعلق ندارند. ستاره‌های دبلیو سُنبله را گاهی قیفاووسی‌های گونۀ دوم<ref> Type II Cephedis</ref> می‌نامند، در حالی‌که آرآر شلیاقی‌ها متغیرهای قیفاووسی‌گونه‌ای با دوره‌های ۰.۳ تا ۰.۷ روزند. آنها را گاهی متغیرهای خوشه‌گونه<ref>cluster-type variables</ref> قلمداد می‌کنند، زیرا بسیاری از آن‌ها در خوشه‌های کروی یافت می‌شوند. تعداد بسیاری متغیر غول سرخ، با دوره‌های ۳۰ تا ۱۰۰۰ روز دیده شده‌اند. ابط‌الجوزا<ref>Betelgeuse</ref> و میرا مشهورترین نمونه‌های آن‌هایند. نام گونۀ جالب توجهی از متغیرهای فورانی از یو وی قیطُس<ref>UV Ceti</ref> گرفته شده است؛ چنین ستاره‌هایی هرچند ساعت یا چند روز دچار فوران‌های نامنظم خفیف و ناگهانی می‌شوند که با گسیل امواج رادیویی همراه است. نیز ← [[قیفاووسی_ستارگان،_متغیر|قیفاووسی، ستارگان متغیر]]Cepheid

 

----

[[Category:اخترشناسی]] [[Category:اجرام آسمانی]]

ستاره متغیر - تاریخچهٔ نسخه‌ها

Shahraabi در ‏۲۴ ژوئیهٔ ۲۰۱۹، ساعت ۰۵:۲۳