Παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
μ βικιφαι |
||
Γραμμή 1:
'''Παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες''' (''pulsating variable stars'') ονομάζονται οι [[αστέρας|αστέρες]] εκείνοι, που χαρακτηρίζονται από σημαντικές διακυμάνσεις στην [[φωτεινότητά]] τους.
==Ανακάλυψη==
Το [[1595]] ένας ιερέας και ερασιτέχνης αστρονόμος, ο David Fabricius, παρατηρώντας το [[άστρο]] ο Ceti για ένα χρονικό διάστημα αρκετών μηνών διαπίστωσε ότι η [[λαμπρότητα άστρου|λαμπρότητα]] του άστρου εξασθενούσε μέχρι που εξαφανίστηκε τελείως και έμεινε αόρατο για αρκετούς μήνες μέχρι να ξαναεμφανιστεί και να επανέλθει στην αρχική του λαμπρότητα. Το άστρο το ονόμασε Mira για να τονίσει αυτό το θαυμαστό φαινόμενο και ήταν ο πρώτος παλλόμενος μεταβλητός αστέρας που ανακαλύφθηκε. Το [[1784]] ο John Goodricke του York ανακάλυψε έναν άλλον μεταβλητό αστέρα, τον δ Cephei με σημαντικά μικρότερη [[περίοδος|περίοδο]] μεταβολής της λαμπρότητάς του, 5 μέρες 8 ώρες και 48 λεπτά. Αυτού του τύπου τους παλλόμενους αστέρες τους ονομάζουμε κλασσικούς Κηφείδες (classical Cepheids). Από τότε έχουν ανακαλυφθεί χιλιάδες παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες. Τους μεταβλητούς αστέρες τους χωρίζουμε σε διάφορες κατηγορίες ανάλογα με τα χαρακτηριστικά τους.
==Μεταβλητοί Αστέρες εντός της ζώνης αστάθειας==
===Κλασσικοί Κηφείδες (δ Cephei)===
Αυτού του τύπου οι αστέρες πρώτοπαρατηρήθηκαν το 1784
<math> \log \frac{\left \langle L \right \rangle }{L_{\bigodot}} \, = 1.15 \log \Pi^d \, +2.47 </math> <br><br>
ή <br> <br>
Γραμμή 13:
<math> M-m=5-5 \log r \, </math> <br><br>
μπορούμε να υπολογίσουμε την απόσταση του αστέρα σε parsec. Τα παραπάνω αποτελέσματα μας έδωσαν την δυνατότητα να μετράμε μεγάλες αποστάσεις γιατί οι αστέρες αυτού του τύπου είναι ιδιαίτερα λαμπροί και μπορούν να παρατηρηθούν σε μεγάλες αποστάσεις.
Ποια είναι όμως γενικά τα φυσικά χαρακτηριστικά των κλασσικών Κηφείδων; Οι κλασσικοί Κηφείδες ή Κηφείδες πληθυσμού Ι είναι μεταβλητοί αστέρες με περιόδους από 1 ως 50 ημέρες που εκτελούν ακτινική [[ταλάντωση]]. Η μεταβολή του φαινόμενου μεγέθους τους κυμαίνεται από 0.1 ως 2 μεγέθη. Είναι αστέρες με [[μάζα|μάζες]] <math> M \ge 5 M_{\bigodot} \, </math>, με μεγάλη λαμπρότητα και φασματικό τύπο που κυμαίνεται από F στο μέγιστο μέχρι G και K στο ελάχιστο. Η μεταβολή της λαμπρότητάς τους οφείλεται κυρίως στην μεταβολή της επιφανειακής τους [[θερμοκρασία|θερμοκρασίας]] που έχει πλάτος της τάξης των 1000-1500 Κ. Γιατί όμως ξεκινάνε τις ταλαντώσεις αυτοί οι αστέρες; Από το πλήθος των παλλόμενων αστέρων που υπολογίζουμε ότι υπάρχουν σε σχέση με το πλήθος των άστρων του [[Γαλαξίας|Γαλαξία]] φαίνεται ότι το φαινόμενο της ανάπλασης είναι μεταβατικό φαινόμενο. Η θέση που καταλαμβάνουν οι κλασσικοί Κηφείδες στο διάγραμμα H-R είναι έξω από την κύρια ακολουθία σε μια περιοχή που λέγεται ζώνη αστάθειας. Υπάρχουν διάφορες περιοχές αστάθειας από τις οποίες περνάνε οι αστέρες διαφόρων μαζών κατά την διάρκεια της εξέλιξής τους. Καθώς εξελίσσεται ένας αστέρας φεύγει από την κύρια ακολουθία. Στην τροχιά που ακολουθεί στο διάγραμμα H-R μπορεί να συναντήσει κάποια περιοχή αστάθειας. Μπαίνοντας στην περιοχή αστάθειας ο αστέρας αρχίζει να ταλαντώνεται και η ταλάντωση
<math>L_* \propto M^4 \, , \quad L_* = 4 \pi R_* ^2 \sigma T_{eff}^4 \, , \quad T_{eff} \simeq \sigma \tau \theta . \,</math> <br><br>
Από τις σχέσεις αυτές μπορούμε να βγάλουμε το συμπέρασμα ότι η μέση [[πυκνότητα]] ενός άστρου σε σχέση με την λαμπρότητά του είναι <br><br>
<math> \bar{\rho}_* \propto \frac{M_*}{R_* ^3} \propto L_* ^{-5/4} \,</math> <br><br>
Ταυτόχρονα η μέση πυκνότητα συνδέεται με την περίοδο της ταλάντωσης μέσω της σχέσης <br><br>
Γραμμή 25:
===W Virginis ===
Είναι όπως είπαμε άστρα πληθυσμού ΙΙ που βρίσκονται στην ζώνη αστάθειας. Εκτελούν ακτινικές ταλαντώσεις με περιόδους από 2 ως 45 ημέρες. Η διακύμανση στην λαμπρότητά τους είναι της ίδιας τάξης με αυτή των κλασσικών Κηφείδων και γενικά οι καμπύλες [[φως|φωτός]] τους μοιάζουν με αυτές των κλασσικών Κηφείδων. Η διαφορά τους είναι ότι οι W Virginis είναι από εξελικτική άποψη μεγαλύτερης ηλικίας αστέρες που έχουν φύγει από το οριζόντιο κομμάτι της εξελικτικής τους διαδρομής. Έτσι ενώ έχουν την ίδια λαμπρότητα με τους κλασσικούς Κηφείδες, έχουν μικρότερη μάζα και άρα μικρότερη πυκνότητα. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα για την ίδια περίοδο ανάπαλσης οι W Virginis να είναι τέσσερις φορές λιγότερο λαμπροί. Αυτή τους η ομοιότητα είχε μπερδέψει αρχικά τους αστρονόμους με αποτέλεσμα να υπολογίζονται λάθος οι αποστάσεις των γαλαξιών. Η διόρθωση του λάθους είχε ως αποτέλεσμα την αναθεώρηση αυτών των αποστάσεων κατά ένα παράγοντα της τάξης του 2 (οι αποστάσεις διπλασιάστηκαν περίπου).
===δ Scuti ===
Γραμμή 36:
===ZZ Ceti===
Χαμηλά στην ζώνη αστάθειας και κάτω από την κύρια ακολουθία στην περιοχή των [[λευκός Νάνος|λευκών Νάνων]] βρίσκονται οι μεταβλητοί αστέρες τύπου ZZ Ceti. Αυτοί οι αστέρες είναι λευκοί νάνοι που εκτελούν μη ακτινικές ταλαντώσεις με πολύ μικρές περιόδους από 100 ως 1000 δευτερόλεπτα και μεταβολές στην λαμπρότητα από 0.001 μέχρι 0.2 μεγέθη στο ορατό. Αυτοί οι αστέρες αποτελούν τα πιο χαρακτηριστικά παραδείγματα μη ακτινικά παλλόμενων αστέρων.
==Μεταβλητοί Αστέρες εκτός της ζώνης αστάθειας==
Γραμμή 45:
===Mira===
Οι αστέρες τύπου Mira είναι και γνωστοί ως μακροπερίοδοι μεταβλητοί. Είναι [[ερυθρός Γίγαντας|ερυθροί Γίγαντες]] που εκτελούν ακτινικές ταλαντώσεις με περιόδους από 80 ως 1000 μέρες και διακύμανση της λαμπρότητας από 2.5 ως 11 μεγέθη. Έχουν φασματικούς τύπους M, C και S και είναι άστρα με μάζα μερικών ηλιακών μαζών. Συνήθως οι αστέρες πληθυσμού Ι έχουν περιόδους μεγαλύτερες των 200 ημερών, ενώ οι αστέρες πληθυσμού ΙΙ έχουν περιόδους μικρότερες των 200 ημερών. Τα άστρα αυτά μπορούμε να θεωρήσουμε ότι έχουν έναν σχεδόν συμπαγή πυρήνα και ένα τεράστιο εξωτερικό κέλυφος που κάνει την ταλάντωση. Η τόσο μεγάλη τους περίοδος οφείλεται στην πολύ μικρότερή τους μέση πυκνότητα, αφού είναι ουσιαστικά άστρα τα οποία έχουν αυξήσει μέχρι και 100 φορές την ακτίνα τους. Μερικές φορές παρατηρούνται ενδείξεις μη κανονικότητας στην μεταβολή της λαμπρότητάς τους και υπάρχουν μοντέλα που προτείνουν την ύπαρξη ντετερμινιστικού χάους.
===RV Tauri===
Γραμμή 54:
==Βιβλιογραφία==
*http://www.geocities.com/vagelford/greek/greek_physics/Variable_stars_Radial_pulsation.pdf
[[Κατηγορία:Αστέρες]]
| |||