در ابتدا برای ورود به بحث  لازم است با مفاهیمی همچون ناپایداری و تپندگی تا حدودی آشنا شویم تا درک موضوع برای ما راحت تر و ملموس تر گردد.

در ابتدا برای ورود به بحث  لازم است با مفاهیمی همچون ناپایداری و تپندگی تا حدودی آشنا شویم تا درک موضوع برای ما راحت تر و ملموس تر گردد. هنگامی که سوخت مرکزی ستاره یا همان هیدروژن به پایان می رسد دیگری گرمای حاصل از واکنسی وجود نخواهد داشت و اصلاحا گفته می شود ستاره دچار رمبش(فرو ریزش) شده و مواد تشکیل دهنده ی آن به شکلی ناگهانی روی هسته ی ستاره سقوط می کنند(البته این عنوان برای درک بهتر این پدیده به کار می رود) با ادامه ی این فروریزش بخش های بیرونی ستاره بزرگتر,سردتر و قرمزتر می شوند و ستاره پس از گذارندن یک دوره ی نسبتا طولانی در حالت پایداری و قرار گیری در رشته ی اصلی وارد مرحله ی ناپایداری می شود.

حال ابن ناپایداری به نوبه ی خود باعث ایجاد انبساط و انقباض هایی به صورت منظم و پی در پی خواهد شد که نمود ظاهری آن همان اصطلاح تپیدن ستاره است که خود این تپش به صورت های مختلفی مشخص می شود مانند تغییرات در نورانیت و دمای ستاره که موضوع اصلی  مبحث ستارگان متغیر است
ستارگان متغیر تعاریف آشنا و معینی دارند: دسته ای از ستارگان که نورانیت و در مواردی دمای آنها در دوره های زمانی مشخصی دستخوش تغییرات غالبا نا محسوس و ندرتا محسوس برای رصدگران می شود.این ستارگان در یک تقسیم بندی کلی به دو دسته ی ستارگان متغییر منظم و نا منظم تفکیک می شوند که خود ستارگان متغییر منظم شامل متغیرهای قیفاووسی-RR  شلیاقی-w  سنبله ای و...ستارگان نا منظم و نیمه منظم نیز غالبا شامل متغیر های فورانی(کاتاکلیسمیک) و ستارگان شراره ای مهستند که اطلاعات جامع و کاملی درباره ی خصوصیات فیزیکی و روند تکامل آنها در مقایسه با متغیرهای منظم در دست نیست و قسمت عمده ی تمرکز این مقاله به بازگویی ویژگی های متغیر های منظم اختصاص دارد.
قیفاووسی ها دسته ای از ستارگان متغیر هستند که ازآنها با نام معروف شناساگران فاصله نیز یاد می شود که در ادامه ی بحث به مکانیسم تعیین فاصله به وسیله ای این اجرام به اختصار توضیح خواهیم داد.این ستارگان نام خود را از ستاره ی دلتا-قیفاووس گرفته اند در نمودار رنگ-قدر هرتسپرونگ راسل بالاتر از قدر مطلق 1- قرار دارند.
در بررسی متغیر های قیافاووسی که در واقع تپندگانی با قابلیت تغییر پذیری زیادی هستند دو نمودار از اهمیتی خاص برخوردار است:منحنی نور و منحنی سرعت.تعریف کلاسیک منحنی نور این است که ما در طول یک چرخه ی کامل یک قیفاووسی نمونه از نغییرات نورانیت آن یک منحنی ترسیم و استخراج کنیم حال این منحنی نوری بسته به طول دوره ی تناوب متغیر فرضی ما دارای شکل مشخص اما با تغییراتی ناچیز خواهد بود در حالت کلی در منحنی های نوری یک افزایس شریع و ناگهانی به طرف ماکزیمم نورانیت و افت ناگهانی آن به سمت می نیمم نورانیت را شاهد هستیم که البته در برخی قیفاووسی ها منحنی ها شکلی متقارن به خود می گیرند.
منحنی سرعت نیز بیانگر این واقعیت است که سرعت ستاره در زمان های مختلف نسبت به منحنی نور آن چگونه تغییر می کنددر واقع هنگامی که ستاره اندازه ی متوسطی دارد(انبساط و انقباض) سرعتش ماکزیمم است و هنگامی که ستاره در حالت انبساط یا انقباض باشد سرعتش حدود متمایل به صفر خواهد بود(نسبت به مرکز ستاره).
اطلاعاتی آماری پیرامون دوره ی تناوب و درخشندگی متغیرهای قیفاووسی:
دوره ی تناوب:بین 1 تا 150 روز
بازه ی تغییرات درخشندگی:-1 تا8-
اختلاف قدر(دامنه) :2/0 تا 2

حال نوبت ه این می رسد تا مکانیسم تعیین فاصله به وسیله ی متغیر های قیفاووسی را تشریح کنیم.رابطه ی دوره ی تناوب-درخندگی که اولین بار توسط خانم هنریتا لیویت دز اوایل قرن بیستم میلادی هنگام مطالعه بر روی ابرهای مازلانی ارائه شد کلید فهم این مکانیسم است.این رابطه که در چهارچوب یک نمودار آشکار می شود این امکان را به رصدگران می دهد که با دانستن میانگین قدر و دوره ی تناوب یک قیفاووسی به فاصله ی آن پی ببرند به طوری که از روی دوره ی تناوب می توان قدر مطلق قیفاووسی را از روی نمودار به دست آورد و سپس با انجام مقایسه ای میان قدر ظاهری و قدر مطلق و به کارگیری فرمول های رایج تعیین فصله بر اساس دو پارامتر قدر ظاهری و مطلق فاصله ی ستاره را برحسب پارسک محاسبه کرد.
 
 
 
 
RR های شلیاقی نیز دسته دیگری از متغرهای منظم هستند که تعداد آنها حتی از قیفاووسی ها نیز فراوان تر است .این اجرام نسبتا کم نور(در مقایسه با قیفاووسیان) از لحاظ ویژگی های منحنی نور و سرعت تا حدودی شبیه متغیرهای قیفاووسی هستند تنها با این تفاوت که زمان تناوب آنها کسری از روز(بین/03 تا9/0 روز) و عمر آنها از چند میلیون تا چند صد میلیون سال است. قدر مطلق این ستارگان نیز صرف نظراز زمان تناوبشان در حدود +5/0 تخمین زده شده است.نکته قابل توجه در خصوص این متغیرها آن است که  متغیر های قیفاووسی در مراحل بسیار قبل تری نسبت به این ستارگان قرار دادند و در واقع ستاره پس آنکه وارد فاز غول سرخی شد در آن صورت می تواند تبدیل به یک متغیر شلیاقی شود!
 
 
و در پایان لازم است اشاره ای نیز به متغیر های شبه قیفاووسی داشته باشیم:تا اواسط دهه ی 50 میلادی مشخص شد اکثر ستارگانی که به عنوان متغیر های قیفاووسی شناسایی و دسته بندی شده اند دارای ویژگی های کاملا متفاوتی هستند به طوری که بعدها رصدگران و اخترشناسان به این نتیجه رسیدند که منحنی های نوری و توزیع دوره ی تناوب آنها و همچنین رابطه ی دوره تناوب-درخشندگی آنها دارای تفاوت های جدی با متغیرهای قیفاووسی است! این دسته از ستارگان بر اساس یک نمونه نورانی در صورت فلکی سنبله -  w سنبله ای   و نیز بر اساس نمونه ی دیگری در صورت فلکی ثور RV  ثوری نامیده شدند. همچنین متغیرهای رده ی W  سنبله ای دارای دوره ی تناوب کوتاه تری نسبت به رده ی Rv  ثوری هستند.

گردآورندگان:دنا افروغ/بهنام کاتبی

منابع:ساختار ستارگان و کهکشان ها/پاول هاچ/ترجمه دکتر توفیق حیدر زاده
وبگاه roshd.ir
دانشنامه پارسی ویکی پدیا
 .
مدیر وب سایت آسمان شب ایران، عکاس آسمان شب

نویسنده: خسرو جعفری زاده

مدیر وب سایت آسمان شب ایران، عکاس آسمان شب

banner taghvim

celestron banner 02

iranoptic 03

فروشگاه

برای پشتیبانی از سایت آسمان شب ایران ابزارهای ستاره‌شناسی خود را از فروشگاه ایران اپتیک خریداری فرمایید، با سپاس از شما دوستان و همراهان گرامی.