Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων του «Παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες»

«χτένισμα» και διόρθ. για δ-Scuti
μ (διορθ.λινκ.)
(«χτένισμα» και διόρθ. για δ-Scuti)
[[Εικόνα: pulstaing_variables_HR.jpg|frame|150px|Διάγραμμα H-R που απεικονίζει τις θέσεις των διαφόρωνδιάφορων ειδών παλλόμενων μεταβλητών αστέρων.]]
'''Παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες''' (''pulsating variable stars'') ονομάζονται οι [[αστέρας|αστέρες]] εκείνοι, που χαρακτηρίζονται από περιοδικές διακυμάνσεις στηνστη [[φωτεινότητα|φωτεινότητά]] τους λόγω περιοδικών μεταβολών των διαστάσεων, της θερμοκρασίας ή κάποιας άλλης ιδιότητας του αστέρα που οφείλεται σε εσωτερικές του διαδικασίες.
 
Οι μεταβλητοί αυτοί αστέρες ξεχωρίζουν από άλλες κατηγορίες αστέρων που παρουσιάζουν μεταβολές στη φωτεινότητά τους οι οποίες ή δεν είναι περιοδικές ή οφείλονται σε εξωτερικούς παράγοντες, όπως είναι οι [[υπερκαινοφανείς αστέρες]], οι [[κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες]], οι [[μεταβλητοί δι' εκλείψεων αστέρες|εκλειπτικοί διπλοί αστέρες]] κ.αά..
 
==Ανακάλυψη==
Το [[1595]] ένας ιερέας και ερασιτέχνης αστρονόμος, ο David Fabricius, παρατηρώντας το [[άστρο]] ο Ceti (όμικρον Κήτους) για ένα χρονικό διάστημα αρκετών μηνών διαπίστωσε ότι η [[λαμπρότητα|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 άλλονάλλο 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. ΤουςΟι μεταβλητούςμεταβλητοί αστέρες τους χωρίζουμεδιακρίνονται σε διάφορες κατηγορίες ανάλογα με τα χαρακτηριστικά τους.
 
==Μεταβλητοί Αστέρεςαστέρες εντός της ζώνης αστάθειας==
===ΚλασσικοίΚλασικοί Κηφείδες (δ Cephei)===
Αυτού του τύπου οι αστέρες πρώτοπαρατηρήθηκανπρωτοπαρατηρήθηκαν το 1784, αλλά τους δόθηκε ιδιαίτερο βάρος μετά την παρατήρηση της [[Χενριέτα Λίβιτ|Henrietta Swan Leavitt]] ότι υπάρχει μια σχέση ανάμεσα στηνστη λαμπρότητά τους και την περίοδοπερίοδό τους. Συγκεκριμένα παρατήρησε ότι όσο πιο λαμπροί ήταν οι αστέρες τόσο μεγαλύτερη ήταν η περίοδοςπερίοδός τους. Στο αποτέλεσμα αυτό έφτασεέφθασε από την παρατήρηση άστρων αυτού του τύπου που βρίσκονταν στο [[Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου]]. Αυτό σήμαινε ότι επειδή οι αστέρες βρίσκονταν χονδρικά στην ίδια απόσταση, η σχέση που συνέδεε τα φαινόμενα μεγέθη τους θα έπρεπε να συνδέει και τα απόλυτα μεγέθη και άρα η σχέση λαμπρότητας-περιόδου ήταν στην πραγματικότητα σχέση απόλυτης λαμπρότητας-περιόδου. Με άλλα λόγια αν μπορούσαμε να μετρήσουμε την περίοδο ενός τέτοιου άστρου θα μπορούσαμε να προσδιορίσουμε το απόλυτο μέγεθος και μετρώντας το φαινόμενο μέγεθος θα μπορούσαμε να προσδιορίσουμε την απόστασή του. Όλα αυτά με την προϋπόθεση ότι θα μπορούσε να μετρηθεί με ανεξάρτητη μέθοδο η απόσταση ενός κλασσικού Κηφείδα για να μπορέσουμε να βαθμονομήσουμε τηντη σχέση λαμπρότητας -περιόδου. Τελικά η σχέση που προέκυψε είναι <br><br>
<math> \log \frac{\left \langle L \right \rangle }{L_{\bigodot}} \, = 1.15 \log \Pi^d \, +2.47 </math> <br><br>
ή <br> <br>
<math> M=-2.80 \log \Pi^d \, -1.43 \, </math> <br><br>
όπου <math> \left \langle L \right \rangle \,</math> είναι η μέση λαμπρότητα του αστέρα, <math> M \,</math> είναι το μέσο απόλυτο μέγεθος στο ορατό και <math>\Pi^d \,</math> η περίοδος της ανάπαλασηςανάπαλσης σε μέρες. Με τις παραπάνω σχέσεις και τηντη σχέση <br><br>
<math> M-m=5-5 \log r \, </math> <br><br>
μπορούμε να υπολογίσουμε την απόσταση του αστέρα σε parsec. Τα παραπάνω αποτελέσματα μας έδωσαν τηντη 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 κλασσικώνκλασικών Κηφείδων; Οι κλασσικοίκλασικοί 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 [[φασματικός τύπος|φασματικό τύπο]] που κυμαίνεται από F στο μέγιστο μέχρι G και K στο ελάχιστο. Η μεταβολή της λαμπρότητάς τους οφείλεται κυρίως στηνστη μεταβολή της επιφανειακής τους [[θερμοκρασία|θερμοκρασίας]], που έχει πλάτος της τάξης των 1000-1500 Κ. Γιατί όμως ξεκινάνε τις ταλαντώσειςπάλλονται αυτοί οι αστέρες; Από το πλήθος των παλλόμενων αστέρων που υπολογίζουμε ότι υπάρχουν σε σχέση με το πλήθος των άστρωναστέρων του [[Γαλαξίας|Γαλαξία]] φαίνεται ότι το φαινόμενο της ανάπαλσης είναι μεταβατικό φαινόμενο. Η θέση που καταλαμβάνουν οι κλασσικοίκλασικοί Κηφείδες στο διάγραμμα H-R είναι έξω από την [[κύρια ακολουθία]] σε μια περιοχή που λέγεται ζώνη αστάθειας. Υπάρχουν διάφορες περιοχές [[αστάθεια|αστάθειας]] από τις οποίες περνάνε οι αστέρες διαφόρωνδιάφορων μαζών κατά τηντη 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 τροφοδοτείται μέχρι ο αστέρας να βγει από την περιοχή της αστάθειας. Οι κλασσικοί Κηφείδες όπως είπαμε παραπάνω παρατηρούνται στηνστη ζώνη αστάθειας. Η ζώνη αστάθειας είναι μια περιοχή μικρού σχετικά πλάτους που είναι σχεδόν παράλληλη με τον άξονα της λαμπρότητας, δηλαδή κατά μήκος της ζώνης αστάθειας η θερμοκρασία των αστέρων είναι σχεδόν σταθερή, ενώ η λαμπρότητα αυξάνεται. Γνωρίζουμε ότι όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα ενός άστρου, τόσο μεγαλύτερη είναι και η λαμπρότητά του όταν περνάει από τηντη ζώνη αστάθειας και επειδή τα άστρα φεύγουν από την κύρια ακολουθία ακολουθώντας σχεδόν οριζόντιες τροχιές μπορούμε να θεωρήσουμε ότι η σχέση μάζας -λαμπρότητας που υπάρχει στην κύρια ακολουθία παραμένει. Τα παραπάνω μπορούμε να τα συνοψίσουμε χονδρικά στις παρακάτω σχέσεις <br><br>
<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 τηντη 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>
<math> \Pi \sqrt{\bar{\rho}}= \sigma \tau a \theta . \,</math> <br><br>
Έτσι από τις δύο τελευταίες σχέσεις φαίνεται ότι υπάρχει σχέση που συνδέει την περίοδο με τηντη λαμπρότητα ενός παλλόμενου αστέρα που διέρχεται από την τη ζώνη αστάθειας, η οποία είναι της μορφής <br><br>
<math> \log L \, \propto \frac{8}{5} \log \Pi \, </math> <br><br>
που είναι η ίδια μορφή με τηντη σχέση που έχουμε για τους κλασσικούς Κηφείδες.
Υπάρχουν ακόμα δύο τύποι Κηφείδων, οι Κηφείδες πληθυσμού ΙΙ (ή αστέρες τύπου W Virginis) και οι νάνοι Κηφείδες (ή αστέρες τύπου δ Scuti).
 
===W Virginis ===
Είναι όπως είπαμε άστρααστέρες πληθυσμού ΙΙ που βρίσκονται στηνστη 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 κλασσικώνκλασικών 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 κλασσικούςκλασικούς 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 ===
Είναι άστρααστέρες μικρής μάζας, που βρίσκονται χαμηλά στηνστη ζώνη αστάθειας των Κηφείδων και κοντά στην κύρια ακολουθία. Είναι φασματικού τύπου από A0 Fμέχρι F5 και εκτελούν ακτινικές και μη ακτινικές ταλαντώσεις με περιόδους που κυμαίνονται από 10,5 ως 3 ώρες.
 
===RR Lyrae===
Οι αστέρες τύπου RR Lyrae είναι άλλος ένας σημαντικός τύπος παλλόμενων αστέρων. Είναι άστρα πληθυσμού ΙΙ με μικρή μάζα και εκτελούν ακτινικές ταλαντώσεις με περίοδο από 1.,5 ως 24 ώρες. Βρίσκονται και αυτά στην περιοχή της ζώνης αστάθειας των Κηφείδων και συγκεκριμένα βρίσκονται λίγο πάνω από την περιοχή των δ Scuti και κάτω από την περιοχή των δ Cepheids καταλαμβάνοντας μια οριζόντια περιοχή σχεδόν σταθερής λαμπρότητας. Έχουν φασματικό τύπο από A ως F με απόλυτο μέγεθος περίπου +0.8 και το πλάτος της διακύμανσης τους είναι από 0.2 ως 2 μεγέθη. Έχει παρατηρηθεί κάποια από αυτά να ταλαντώνονται με 2 συχνότητες, την θεμελιώδη και την πρώτη αρμονική, με λόγο περιόδων <math> P_1 / P_2 \approx 0.745 \, </math>. Τα άστρα αυτά παρατηρούνται στα σφαιρωτά σμήνη και βοήθησαν στον προσδιορισμό των αποστάσεων τους, λόγω της ιδιότητας που έχουν να έχουν σχεδόν σταθερή μέση λαμπρότητα. Γνωρίζοντας λοιπόν το φαινόμενο μέγεθος ενός άστρου RR Lyrae από τηντη σχέση <br><br>
<math> M-m=5-5 \log r \, </math> <br><br>
μπορούμε να υπολογίσουμε την απόστασή του και άρα την απόσταση του σφαιρωτού σμήνους.
 
===ZZ Ceti===
Χαμηλά στηνστη 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==
Τα άστρα που έχουμε αναφέρει μέχρι τώρα βρίσκονται πάνω στηνστη ζώνη αστάθειας και οι μηχανισμοί που ενεργοποιούν τις ταλαντώσεις τους σχετίζονται. Υπάρχουν όμως και παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες που βρίσκονται εκτός της ζώνης αστάθειας και παρακάτω θα αναφέρουμε τους βασικότερους.
 
===β Cephei===
Οι αστέρες του τύπου β Cephei είναι μια ενδιαφέρουσα κατηγορία τέτοιων αστέρων. Χαρακτηριστικό άστρο αυτής της κατηγόριας είναι το β Canis Majoris. Τα άστρα αυτά είναι φασματικού τύπου O με ή B και βρίσκονται σε μια λεπτή ζώνη στο πάνω άκρο της κύριας ακολουθίας στην περιοχή των άστρων με μάζες <math>10\, - \, 20 M_{\bigodot} \,</math>. Εκτελούν ακτινικές και μη ακτινικές ταλαντώσεις με περίοδο από 3 ως 7 ώρες και πλάτος από 0.01 ως 0.3 μεγέθη στο ορατό. Ο ακριβής μηχανισμός που οδηγεί τις ταλαντώσεις αυτών των αστέρων δεν είναι γνωστός.
 
===Mira===
32.459

επεξεργασίες