Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων του «Παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες»

καμία σύνοψη επεξεργασίας
 
==Ανακάλυψη==
Το [[1595]] ένας ιερέας και ερασιτέχνης αστρονόμος, ο David Fabricius, παρατηρώντας το [[άστρο]] ο Ceti ([[Μίρα|όμικρον Κήτους]]) για ένα χρονικό διάστημα αρκετών μηνών διαπίστωσε ότι η [[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[[Τζων GoodrickeΓκούντρικ]] του York ανακάλυψε έναν άλλο 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. Οι μεταβλητοί αστέρες διακρίνονται σε διάφορες κατηγορίες ανάλογα με τα χαρακτηριστικά τους.
 
==Μεταβλητοί αστέρες εντός της ζώνης αστάθειας==
===Κλασικοί Κηφείδες (δ Cephei)===
Αυτού του τύπου οι αστέρες πρωτοπαρατηρήθηκαν το 1784, αλλά τους δόθηκε ιδιαίτερο βάρος μετά την παρατήρηση της [[Ενριέττα Σ. Λίβιτ|Χενριέτα Λίβιτ]] (''Henrietta Swan Leavitt'') ότι υπάρχει μια σχέση ανάμεσα στη λαμπρότητά τους και την περίοδό τους. Συγκεκριμένα παρατήρησε ότι όσο πιο λαμπροί ήταν οι αστέρες τόσο μεγαλύτερη ήταν η περίοδός τους. Στο αποτέλεσμα αυτό έφθασε 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 κλασικού ΚηφείδαΚηφείδη για να μπορέσουμε να βαθμονομήσουμε τη 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-m=5-5 \log r \, </math> <br><br>
μπορούμε να υπολογίσουμε την απόσταση του αστέρα σε parsec. Τα παραπάνω αποτελέσματα μας έδωσαν τη 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 κλασικών Κηφείδων; Οι κλασικοί 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 στη μεταβολή της επιφανειακής τους [[θερμοκρασία]]ς, που έχει πλάτος της τάξης των 1000-1500 Κ. Γιατί όμως πάλλονται αυτοί οι αστέρες; Από το πλήθος των παλλόμενων αστέρων που υπολογίζουμε ότι υπάρχουν σε σχέση με το πλήθος των αστέρων του [[Γαλαξίας|Γαλαξία]] φαίνεται ότι το φαινόμενο της ανάπαλσης είναι μεταβατικό φαινόμενο. Η θέση που καταλαμβάνουν οι κλασικοί Κηφείδες στο διάγραμμα H-R είναι έξω από την [[κύρια ακολουθία]] σε μια περιοχή που λέγεται ζώνη αστάθειας. Υπάρχουν διάφορες περιοχές [[αστάθειαΖώνη αστάθειας|αστάθειας]]ς από τις οποίες περνάνε οι αστέρες διάφορων μαζών κατά τη 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 στη 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 τη 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 τη λαμπρότητά του είναι <br><br>
83.354

επεξεργασίες