دلتا قیفاووس

دلتا قیفا ووس سر دسته ستارگانی معروف به متغیرهای قیفاووسی است. این متغیر در دوره ای ۵/۳۶۶روزه قدرش بین ۵/۳تا۴/۴تغییر می كند. زتا- قیفاووس با قدر ۶/۳ و اپسیلون- قیفاووس با قدر ۲/۴به عنوان ستارگان مقایسه قابل استفاده هستند. در رصد با دوربین دوچشمی، همدم ستاره دلتا در فاصله "۴۱از آن قابل مشاهده است. این متغیر در مدت ۵/۱روز به بیشینه درخشندگی خود می رسد در حالی كه در مدت ۴روز به كمینه خود می رسد.
متغیرهای قیفاووسی اطلاعات ارزشمندی را به منجمان می دهد. آنها بسیاری از رازها را گشودند و روشی را برای اندازه گیری فواصل كیهانی در اختیار اخترشناسان قرار دادند.
● چگونگی كشف :
تا شروع قرن هجدهم تعداد متغیرها بیش از ۶عدد نبود و سالها كشف متغیرها مسكوت مانده بود. ادوارد پیگوت تصمیم گرفت كه برنامه ای را برای افزایش شمار ستارگان متغیر اجرا كند. در همسایگی او جوان هفده ساله كر و لالی زندگی می كرد كه دانش آموز با استعدادی در ریاضیات و نجوم بود. این جوان " جان گودریك" نام داشت. او در سال ۱۷۸۳توانست نشان علمی انجمن سلطنتی لندن را برای تعیین دوره تناوب و عامل تغییرات متغیر راس الغول به خود اختصاص دهد. او و دوستش پیگوت مصمم برای كشف متغیرهای بیشتر تلاش می كردند. در سال ۱۷۸۴پیگوت موفق به كشف متغیر اتا- عقاب شد و به دنبال او گودریك به كشف تغییرات بتا – شلیاق و دلتا – قیفاووس نائل آمد. متاسفانه گودریك در ۲۱ سالگی به علت بیماری ذات الریه در گذشت. اما نام او همیشه در نجوم باقی می ماند. پیگوت موفق به كشف دو متغیر دیگر به نامهای R- الكیل شمالی ، R- سپر شد.
● قیفاووسها :
پس از گذشت یك قرن ، تعداد متغیرهای قیفاووسی به ۳۳عدد رسید. در سال ۱۸۵۹" پیكرینگ" در چند خوشه كروی موفق به كشف متغیرهایی شد كه از نظر خصوصیات مشابه متغیرهای قیفاووسی بودند ولی دوره تناوبشان كمتر از یك روز بود. امروزه این متغیرها معروف به RR- شلیاقی هستند.
در سال ۱۹۱۲"هنریتا لیویت " از دانشگاه هاروارد، ۲۵ ستاره متغیر قیفاووسی را در ابر ماژلانی كوچك ( یكی از كهكشانهای اقماری كهكشان ما) مورد بررسی قرار داد. او متوجه نتیجه جالبی شد: هر چه متغیری دوره تناوب بلندتری داشته باشد ، درخشندگی آن بیشتر است. این یافته به وسیله ای غیر مستقیم برای تعیین فواصل كیهانی تبدیل شد. در سال ۱۹۱۷منجم آمریكایی، " هارلو شپلی" از این روش برای تعیین فاصله ما از مركز كهكشان استفاده كرد. در سال ۱۹۲۳" ادوین هابل" با كمك همین روش فاصله كهكشان امراه المسلسله را از ما حساب كرد و نشان داد كه این مجموعه كهكشانی مستقل و مجزا از كهكشان ما است. چند سال بعد هابل موفق شد رابطه فاصله – سرعت كهكشان ها را بیان كند كه امروزه به قانون هابل معروف است. این قانون بیان می كند كه هر چه فاصله كهكشانی از ما بیشتر باشد، سرعت دور شدن آن بیشتر است. یعنی كیهان ما در حال انبساط است. این قانون را می توان شروع علم كیهان شناسی قلمداد كرد.
● انواع قیفاووسها :
تا كنون بالغ بر ۱۰۰۰قیفاووسی فهرست بندی شده است. حتی ستاره قطبی هم یك متغیر قیفاووسی با دوره ۹۷/۳روز و تغییرات دهم قدر محسوب می شود. به طور كلی قیفاووسی ها دارای تغییرات چند صدم تا ۹قدر و دوره تناوب ۱ تا ۱۳۵ روز هستند. آنها غول های زرد و سفیدی هستند كه در فازی بین رشته اصلی و غولهای قرمز قرار دارند. در واقع آنها دسته ای از ستارگان " پسا رشته اصلی" هستند كه در شروع حیاتشان هیدروژن می سوزانند و پس از تحول وارد مراحل بالاتر سوخت هسته ای می شوند. در این مرحله دچار ناپایداری می شوند و تپش می كنند. این تپش ها در چند مرحله رخ می دهد. سوخت هیدروژن در پوسته ، سوخت هلیوم در هسته و سوخت هلیوم در پوسته ستاره. متغیرهای قیفاووسی بر حسب دامنه تغییرات و دوره تناوبشان به دو دسته اصلی تقسیم می شوند:
▪ DCEP ( دلتا- قیفاووسی) : این دسته جز‌و قیفاووسیهای كلاسیك محسوب می شوند. آنها ستارگان جوانی هستند كه در مرحله ناپایداری نمودار هرتسپرانگ- راسل به سر می برند. این نوع متغیرها در بخش مسطح كهكشان یافت می شوند و متعلق به خوشه های باز می باشند. بین شكل منحنی نوری آنها و مقدار دوره تناوبشان رابطه معینی وجود دارد.
▪ CW : این دسته به متغیرهای W – سنبله ای معروف هستند. آنها دارای دوره تناوب ۸/۰تا ۳۵ روز و تغییرات ۳/۰تا۲/۱هستند. از رابطه دوره تناوب- درخشندگی متفاوتی با دلتا – قیفاووسی ها پیروی می كنند و برای یك دوره تناوب مشخص ۲تا ۷/۰قدر ضعیفتر هستند. معمولاّ در خوشه های كروی و در عرضهای كهكشانی بالا یافت می شوند.
▪ مدل كره های بزرگ گازی: سر آرتور ادیینگتون ، فیزیكدان انگلیسی ، جزء اولین حامیان تپش ستاره ای قیفاووسها محسوب می شود. مطابق نظریه ادینگتون ، تپش ستاره ای در اثر دو نیروی متقابل به وجود می آید. در حالی كه نیروی گرانش سعی در انقباض دارد، فشار تشعشعی گاز را به بیرون می راند. در اثر گرانش ستاره منقبض می شود و در نتیجه دمای درون ستاره افزایش می یابد. با افزایش دما ، فشار تشعشعی زیاد شده و از انقباض بیشتر جلوگیری می كند. افزایش فشار هم باعث نیروی مقابل شده و انبساط را موجب می شود و به همین ترتیب چرخه طی می شود.

امیر حسن زاده

منبع : فصلنامه شباهنگ