Παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

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 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.

Χαμηλά στην ζώνη αστάθειας και κάτω από την κύρια ακολουθία στην περιοχή των [[λευκός Νάνοςνάνος|λευκών Νάνωννάνων]] 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.

Οι αστέρες τύπου Mira είναι και γνωστοί ως μακροπερίοδοι μεταβλητοί. Είναι [[ερυθρός Γίγανταςγίγαντας|ερυθροί Γίγαντεςγίγαντες]] 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.

Οι αστέρες τύπου RV Tauri είναι η τελευταία βασική κατηγορία παλλόμενων μεταβλητών αστέρων. Είναι παλλόμενοι Γίγαντες φασματικού τύπου από G ως K με σχετικά μεγάλη λαμπρότητα. Είναι κυρίως άστρα πληθυσμού ΙΙ. Εκτελούν ακτινικές ταλαντώσεις και έχουν χαρακτηριστική διακύμανση λαμπρότητας. Οι περίοδοί τους κυμαίνονται από 30 ως 150 ημέρες και η μεταβολή της λαμπρότητάς τους φτάνει μέχρι και τα 3 με 4 μεγέθη. Η θέση τους στο διάγραμμα H-R είναι κάπου ανάμεσα στους Κηφείδες και τους αστέρες τύπου Mira. Κάποιοι πιστεύουν ότι αυτού του τύπου τα άστρα είναι η μικρής μάζας συνιστώσα των άστρων τύπου Mira στο μεταβατικό στάδιο από τον κλάδο των Γιγάντωνγιγάντων στους λευκούς Νάνουςνάνους.

*Caroll, BW, Ostlie, DA, '''''Modern Astrophysics''''', Addison-Wesley 1996.

*Kippenhahn, R. Weigert, A., '''STELLAR''Stellar STRUCTUREStructure ANDand EVOLUTIONEvolution''''', Springer-Verlag 1991.

[[Κατηγορία:Είδη Αστέρωναστέρων]]