ستاره های متغییر

[gandom]

خیلی از منجمین آماتور وقتی که به یک شب رصدی می رن دوست دارن که تو یک مدت زمان کوتاه یه پروژه ی علمی رو به نتیجه برسونن! اینجاست که کار روی ستاره های متغییر جذابیت پیدا می کنه!
تو این تاپیک به بحث در رابطه با انواع ستاره های متغییر،نحوه ی شکل گیری شون و کلا" راجع به سیر تا پیاز ستاره های متغییر می پردازیم.



--------------------------------------------
امیدوارم که دوستان همراهی کنن و تاپیک به نتایج خوبی برسه!

[sara shahabi]

ستاره های تپنده:

اکثر تپنده ها در بخش کوچکی در سمت راست رشته ی اصلی نمودار H-R قرار دارند به نام نوار ناپایداری .
این متغیرها تغییرات در شعاع و قدر و طیف دارند. که به صورت دوره ای (پریودیک) این موارد تغییر می کند.

شامل بخش های عمده ی: قیفاووسی ها و شبه قیفاووسی ها ، آبی-سفید (بتا-کلب اکبری) ،RV ثوری ، طولانی دوره و نامنظم ، آلفا دجاجه ای ، کوتوله های سفید تپنده هستند.

قیفاووسی ها و شبه قیفاووسی ها:
خود ِقیفاووسی ها رو که دوستان کامل توضیح دادند.فقط مختصراً اینکه قیفاووسی ها برای ما خیلی مهم هستند چون به عنوان شمع استاندارد به کار می روند. (به دست آوردن فاصله ی قیفاووسی از روی تغییرات نوری ، که جناب شریعت زاده هم توضیح دادند/چون در فاصله های دور ، روش اختلاف منظر به کار نمی یاد) + ستاره ی قطبی هم قیفاووسی هست البته از نوع نامعمولش! (این رو الان فهمیدم!) + قیفاووسی هایی که کوتاه دوره هستند ، کم نور و بلند دوره ها نورانی اند که این همبستگی ، رابطه ی دوره تناوب-درخشندگی نامیده می شه.(نمودار ِپست ِدوم)
wسنبله ای: در مورد این متغیرها قبلا گمان می شد که قیفاووسی باشند (چون تپندگی شان مثل قیفاووسی ها بود) ولی بعداً کشف شد که بر خلاف قیفاووسی ها که از رده ی ستاره های جوان اند، wسنبله ای ها پیر هستند (در خوشه ستاره های کروی و هاله ی کهکشان یافت شدند) و نامش هم گواه این مورد هست که در صورت فلکی "سنبله" کشف شده بود.
RRشلیاقی:این متغیرها هم پیرتر ، کم نورتر و با دوره تناوب کمتر از قیفاووسی ها هستند/این متغیرها هم از رابطه ی دوره ی تناوب-درخشندگی پیروی می کنند پس برای تعیین فاصله مناسب اند.
و دلتا سپری و ...

متغیرهای آبی سفید:
اکثرا ستاره های غول هستند با دوره تناوب کم.

RVثوری:
دوره ی تناوبشان به نسبت بلند هست و منحنی نورشان در همه ی تناوب ها یک شکل نیست و تغییرات طیفیشون هم غیر عادی هست پس برای تعیین فاصله خیلی به درد بخور نیستند.

طولانی دوره و نامنظم:
اکثرا غول سرخ هستند که دوره تناوبشان متغیر از هفته ها تا سال ها هست و همیشه هم ثابت نیست.
میرا:این دسته که کاملا مشخص هست به اسم ستاره ی میرا در قیطس هست/به طور کلی شامل ستاره های ابرغول سرخ هست.
نیمه منظم:غول یا ابرغول های سرخ/بهترین مثالش ابط الجوزا هست.
نامنظم:تقریبا هیچ تناوب خاصی ندارند.

آلفا دجاجه ای:
اسمش که مشخص هست از ذنب گرفته شده در دجاجه. از روز تا هفته دوره ی تناوبش تغییر می کنه.

کوتوله های سفید تپنده:
دوره ی تناوب ِاندک از صد تا هزار ثانیه.

بر گرفته از:http://en.wikipedia.org/wiki/Variable_star

[Atila Poro]

مختصری از ستارگان تپنده


هرتسپرونگ (HertzPrung) در سال 1911 میلادی نموداری دو بعدی (قدر مطلق برحسب نمونه ی طیفی) را برای نخستین بار برای ستارگان مشاهده شده رسم کرد. در سال 1913 میلادی توسط هنری نوریس راسل (Henry Narris Russell) دنبال شد. امروزه این نمودار با نام H-R یا هرتسپرونگ ـ راسل، نامیده می شود.
این نمودار ساده یکی از تجزیه و تحلیل های مشاهده ای عمده در اختر فیزیک را نمایش می دهد، و جایگاه ستارگان را با توجه به خصوصیات ذاتی شان را نمایش می دهد.
پرتراکم ترین و بلندترین قسمت مربوط به ستارگان رشته اصلی است که خورشید نیز یکی از ستارگان میانی این رشته است. این نمودار نشان می دهد که یک ستاره از زمان تولد تا زمان پیری چگونه حیات خود را سپری می کند.
اغلب متغیرهای شناخته شده به خاطر کم و زیاد شدن نورشان آشکار می شوند. یکی از مهمترین دسته ی ستارگان متغیر تپنده ها هستند. برخلاف منحنی های نوری اکثر ستارگان گرفتی، روشنایی منحنی های نوری ستارگان تپنده که دستخوش تغییرات پیوسته ای می شوند، تغییر می کنند. طیف ستارگان تپنده نیز به طور متناوب تغییر می کند، که این تغییر به تغییرات دمای سطحی ستاره ای که ممکن است در بازده تمام دسته طیفی قرار گیرد، مربوط می شود. خطوط طیفی، انتقالات دوپلری طیفی را نشان می دهد که ممکن است از منحنی های سرعت شعاعی (برای جو ستاره) استنتاج شده باشند. از سرعتهای شعاعی تناوبی درمی یابیم که ستارگان متغیر متناوباً منبسط و منقبض می شوند و تغییرات در شعاع را به دنبال دارد. از انواع ستارگان تپنده می توان به تپنده های قیفاووسی و RR شلیاقی اشاره کرد.
یک ستاره می تپد، زیرا در تعادل هیدرواستاتیکی نیست. نیروی گرانی روی جرم خارجی ستاره که کاملاً به وسیله ی فشار داخلی متعادل نیست، وارد می شود. اگر ستاره ای در اثر افزایش فشار گاز منبسط شود، چگالی ماده (و فشار) کاهش می یابد تا به نقطه هیدرواستاتیکی برسد و به سمت بالا پرتاب شود (به دلیل تکانه انبساط). سپس، گرانی حکمفرما شده و ستاره شروع به انقباض شدن می کند. تکانه مواد در حال سقوط، انقباض را در وراء نقطه تعادل حمل کند. بدین ترتیب، دوباره فشار افزایش یافته و گردش ستارگان نیز به صورت اول تکرار می شود. در خلال چنین تپشی انرژی از بین می رود (قابل قیاس با کاهش اصطحکاک) و سرانجام این کاهش انرژی میرائی تپشها را به دنبال خواهد داشت. عمومیت و نظم ستاره های تپنده بر تبدیل انرژی اتلاف شده به طریقی دیگر دلالت می کنند.
آهنگی که انرژی از درون ستاره به بیرون منتقل می شود می تواند توسط یک فرآیند میرائی تغییر کند. کدری به عنوان مقدار انرژی تابشی جذب شده تعریف می شود. بنابراین، یک تغییر کدری مانند یک سوپاپ عمل خواهد کرد. هنگامی که جو یک ستاره شفاف است، تابش آزادانه شارش می یابد و ستاره روشن می شود. هنگامیکه کدری بیشتر است و از فرار تابش جلوگیری شده است، ستاره کم نور می گردد. اگر ستاره در زمان بیشترین کدری متراکم شده باشد، تابش اضافی میرا، می شود و فشاری بر لایه های خارجی ستاره وارد می کند. این فرآیند انرژی لازم برای ادامه ی تپش ها را فراهم می آورد. جو ستارگان تپنده دارای منطقه ای است که در آن کدری زیاد می شود، زیرا هلیوم یکبار یونیده شده، تابش ماوراء بنفش را جذب می کند تا به دوبار یونیده تبدیل شود. ناحیه یونیدگی He⁺ سردتر از نواحی اطراف است. زیرا معمولاً انرژی بکار رفته برای گرم کردن گاز جهت یونیدگی آن به کار می رود. منطقه یونیدگی هلیوم در پایداری جو ستاره شرکت می کند و بنابراین تپش ها دائمی می شود.
ستارگان تپنده در نواحی کاملاً تعریف شده نمودار H-R قرار می گیرند. به عبارتی، این مشاهده می تواند برحسب عمق منطقه یونیدگی He⁺ توضیح داده شود. این عمق به ساختار ستاره وابسته است که در واقع تابع مرحله ای از توسعه ستاره است. هنگامی که این منطقه در عمق زیاد قرار می گیرد، عمل سوپاپ برای غلبه بر میرائی کافی نیست. هنگامی که این ناحیه کم عمق است، عمل میرائی کفایت نمی کند و تپش ها نیروی لازم را تامین نمی کنند، قانون تناوب ـ تابندگی، قادر است هر ستاره ای را که در اثر این سازوکار سوپاپ میرائی ناپایدار می شود، برحسب موقعیت آن در نمودار H-R توضیح دهد.

[gandom]

همانطور که از نامشان پیداست ستاره هایی هستند که توسط فعل و انفعالات گداخت هسته ای در لایه های سطحی و یا اعماق لایه های درون ستاره ایشان فوران شدید ناگهانی دارند.
اندازه(بزرگی) این متغیر ها به سیستم های دوتایی نزدیک است,اجزاء آنها تأثیر متقابل وبسیار قوی بر سیر تکامل هر ستاره دارد.اغلب مشاهده شده است که ترکیب یک کوتوله ی داغ از سیستم که توسط صفحات فشرده ای احاطه شده است که بین مواد بسیار سردتر و رقیقتر دیگر پنهان شده اند,شکل گرفته است.
نمونه اش ستاره ي اتا حمال(ƞ Carinae) كه براي سرچ كردن مي تونين از اين عبارت استفاده كنين:eta Carinae





اين تصويري است كه هابل از اين ستاره وسحابي هومونکلوس(homunculus ) كه ستاره را در برگرفته است تهيه كرده. اين سحابي حاصل از انفجار اتاي حمال مي باشد.
---------------------------------------------------
خود همين متغيرهاي طغياني زير شاخه هايي هم دارند كه در ادامه ي مطالب بهشون پرداخته مي شه.
منبع: apod.nasa.gov و www.aavso.org (ترجمه توسط انجمن نجوم دامغان)

[gandom]

ببخشید بابت تآخیر!
خب همون طور که تو پست قبلی گفتم، خود متغییر های طغیانی به دسته های مختلفی دسته بندی میشن:
1.ابرنواخترها (supernovae)
2. نواخترها (novae)
3.نواختر بازگشتی یا متناوب (Recurrent Novae)
4.نواختر کوتوله (DwarfNovae)
5.ستارگان همزی (Symbiotic stars)
.................................................. ...................
ابرنواختر
این ستارگان حجیم به خاطر انفجار فاجعه انگیز، ناگهان قدرشان زیاد و بعد تا قدر 20 و بیشتر افزایش قدر دارن.
منحنی نوری که می بینید مربوط به یک ابرنواختر هستش. همون طور که می بینید ابتدا قدرش به صورت ناگهانی کم شده و بعد به صورت آروم تری قدرش زیاد شده. تاریخی که در قسمت تاریخ این نمودار ثبت شده ژولینی هستش که برای اطلاع بیش تر در مورد این تاریخ می تونید اینجا رو ببینید.

.................................................. ................
نواخترها
یک سیستم دوتایی شامل یک کوتوله ی سفید و یک ستاره ی کم جرم از رشته ی اصلی که گداخت هسته ای سطح کوتوله ی سفید،از مواد انباشته شده ی ستاره ی همدم باعث می شود این ستاره از قدر 7 تا 16 در مدت 1 تا صدها روز بدرخشد. پس از انفجار،ستاره کم کم تا درخشندگی اولیه اش پیش می رود و کم نور می شود. طیف ستاره عموما" شبیه به طیف ستارگان A یا F نمودار اچ آر است.
این هم یک نمونه از منحنی نوری این دسته از متغییر ها:

.................................................. ..
منابع:
ویکی پدیا
http://www.aavso.org/types-variables
http://www.haftaseman.ir/webdb/article.asp?id=1191
.................................................. ....
ادامه دارد...

[mohamad reza t]

ستاره های متغیر rr-شلیاقی
این ستاره ها قیفاوسی هایی اند با دوره ی تناوب بسیار کوتاه. طولانی ترین دوره ی تناوب شناخته در میان انها 29 ساعت
و کوتاه ترین دوره کمتر از یک و نیم ساعت است. نخستین ستاره ای که از این نوع کشف شد ستاره ی قدر هفتمی بود در
صورت فلکی شلیاق که وجه تسمیه ی این ستارگان از ان است. قبلا این قیفاوسی ها به (قیفاوسی های نوع خوشه ای )
موسوم بودند زیرا نخستین بار در خوشه های ستاره ای کروی کشف شدند. امروزه این نام مهجور است زیرا معلوم شده
است که در همه جای اسمان وجود دارند. در حدود 3000 ستاره از این نوع شناخته شده است. این ستاره ها پنجاه بار
درخشنده تر از خورشید و از گونه ی طیفی a یاfاند.

محمدرضا تبریزی

منبع: کتاب نجوم به زبان ساده

[MSFA]

سلام یکی از موضوعات مورد علاقه بنده ، متغییرهای قیفاووسی می باشد ، و اینکه برای نخستین بار هنریتا لوییت متوجه ارتباط دوره تناوب این ستارگان با قدر مطلق آن ها شد ، لوییت با استفاده از این روش متغییر های قیفاووسی در ابرهای ماژلانی را پیدا و با اندازه گیری تناوب متغییرهای قیفاووسی و تطبیق آن با نمودار آن فاصله ابرهای ماژلانی را محاسبه کرد، البته او به این نکته توجه نداشت که دو نوع قیفاووسی وجود دارد که دارای تناوب و قدر مطلق متفاوت هستند پس او در محاسبات خود کمی اشتباه کرد ، امروزه تعیین فاصله به کمک متغییر های قیفاووسی از روش های قابل توجه و پر کاربرد بحساب می آید، چرا که حتی برای تعیین فاصله در کهکشان خودمان هم قابل حل است ، ولی نسبت به محاسبات نسبیتی و غیر نسبیتی هابل کمی کمرنگ شده ، حالا من بحثم رو با یک سوال مطرح می کنم که بعدا بهش جواب میدم :

اگر لگاریتم تناوب یک متغییر نوع اول 1.30 باشد با استفاده از نمودار ، این ستاره در چه فاصله ای از ما واقع شده است؟

[narcissus flower]

سلام بر دوستان عزیز
مدتی هست که این تاپیک دوست داشتنی داره خاک میخوره .در حالیکه مطالب مهم و جذابی رو میتونه در خودش جای دهد که با حضور سبز شما حتما به این مهم میرسیم....
همون طور در مطالب قبلی ذکر شده ستارگان متغیر انواع مختلف و گوناگونی دارند و لیستی تهیه شده که برمبنای اون اگر پیش بریم از به هم ریختگی و سردگمی هم کاسته میشود
ستارگان متغیر
تپنده ها
1)قیفاووسی ها
2) rrشلیاق
3)متغیر میرا
4)rvثوری
5)دلتا کلب اکبر
6)ستارگان قرمز نیمه منظم
....

2-ستارگان غیر تپنده
1)t ثوری
2)شراره ای
3)مغناطیسی
4)rs سگ های تازی
3-ستارگان انفجاری
1)نو اخترها
2)ابرنواخترها
3)نواختر کوتوله
.....
4-جوستاره ای گسترده


توجه بفرمایید
1-خواهش میکنم نگاهی به نوشته های پیشین بیاندازید ,تا در صورتی که مطلبی بیان کردید مکمل آنها باشد نه تکرار
البته تا حدود مناسبی در مورد قیفاووسی ها مطالبی بیان شده .اما اگر دوستان اطلاعات بیشتری دارند خوشحال میشیم به اشتراک بگذارند . در غیر این صورت لیست را ادامه دهید....
2- فعلا با ستارگان متغیر تپنده پیش میرویم .پس در مورد انواع دیگر فعلا مطلبی نزارید...
3-این لیست در صورت لزوم وهمکاری شما تکمیل خواهد شد.

[narcissus flower]

ستاره های متغیر rr-شلیاقی
این ستاره ها قیفاوسی هایی اند با دوره ی تناوب بسیار کوتاه. طولانی ترین دوره ی تناوب شناخته در میان انها 29 ساعت
و کوتاه ترین دوره کمتر از یک و نیم ساعت است. نخستین ستاره ای که از این نوع کشف شد ستاره ی قدر هفتمی بود در
صورت فلکی شلیاق که وجه تسمیه ی این ستارگان از ان است. قبلا این قیفاوسی ها به (قیفاوسی های نوع خوشه ای )
موسوم بودند زیرا نخستین بار در خوشه های ستاره ای کروی کشف شدند. امروزه این نام مهجور است زیرا معلوم شده
است که در همه جای اسمان وجود دارند. در حدود 3000 ستاره از این نوع شناخته شده است. این ستاره ها پنجاه بار
درخشنده تر از خورشید و از گونه ی طیفی a یاfاند.

محمدرضا تبریزی

منبع: کتاب نجوم به زبان ساده

در ادامه به ستارگان RRشلیاقی میپردازیم

خب برای اینکه این تاپیک هم راه بیافته یه خورده روح بهش بدمیم!!!!
سوالی که شاید در اول برای ما پیش بیاد این هست که این تپندگی و تغییرات چه جوری هست یعنی ما از چه چیزی متوجه تغییرات در ستاره میشویم و چه تغییری در ستاره رخ میده
برای آشنایی بیشتر یه سری توضیحات مقدماتی بگم

خب دو نکته رو در نظر بگیریم:مساحت سطحی ستاره
دمای ستاره

اگر شما دو تا ستاره داشته باشید,که هم دما باشند , اما سایزشون متفاوت باشه و آنها را در یک فاصله قرار بدهند , ستاره ای که بزرگتر هست , نورانی تر هم هست.


حالا اگر دو ستاره داشته باشید که اندازه شان یکی باشه ولی یکی گرمتر از دیگری باشه وباز آنها را در یک فاصله قرار بدیم چی؟؟
ستاره ای که داغتر هست به طبع نورانی تر هم هست....


ستاره ی تپنده که در راستای شعاع باز وبسته میشه( منقبض و منبسط ) میشه.واین رویه با یک ریتم خاص رخ میده.
از روی تغییر سایزی که در اندازه ی ستاره رخ میدهد ,وقتی ستاره بزرگتر بشه , نورانی تر هم میشه و برعکس..
اما در مورد دما چی؟ارتباط دما چیست؟
وقتی که ستاره فشرده و کوچک میشه,دمای سطح آن نیز افزایش پیدا میکنه.
مثل یک پیستون که وقتی فشرده میشود,دمای هوای پیستون افزایش پیدا میکنه.ووقتی منبسط میشه , دمای آن هم کاهش میابد...
پس یک ستاره ی تپنده در واقع هم داره تغییر سطح پیدا میکنه,هم دماش عوض میشه....
حالا به نظر شما حداکثر درخشندگی ستاره های نوعRR شلیاق در چه موقعی هست؟

وقتی بزرگه؟
وقتی کوچیکه؟
وقتی داغه؟؟

[narcissus flower]

سلام
در پست قبلی سوالی پرسیده شد که در چه زمانی ستاره بیشترین درخشندگی خودش رو داره؟
برای رسیدن به پاسخ به چند نکته باید توجه کنیم:

دوره تناوب ستاره کوتاه هست و ستاره سریع منقبض و منبسط میشود
تغییر سایز ستاره به اندازه کافی ای نیست که تغییر درخشندگی زیادی داشته باشه.
اما در عوض تغییرات دماییش به حدی هست که ما به کمک اون میتوانیم محاسباتمان رو انجام بدیم.
یعنی وقتی ستاره کوچکتر هست به واسطه ی این منقبض شدن , دمای بیشتری دارا هست ودرخشندگی بیشتری داره.اما درخشندگی ستاره به واسطه ی بزرگتر شدنش , با درخشندگی دریافتی مورد توجیه نیست...





این ستارگان در جمعیت II جای دارند.چرا؟
چون این ها غنی از هیدروژن و هلیم هستند.اما عناصر سنگین تر و فلزات بسیار کم هست.کما اینکه ویژگی اصلی جمعیت II هم همین هست.و در زمانی تشکیل شده اند میزان این عناصر در جهان کم بوده.پس ستاره های پیری هم محسوب میشوند...
و در واقع یک کاربرد آنها بررسی فراوانی عناصر به وسیله ی آنهاست.

حالا سوال بعدی:
ستارگان شلیاقی خودشون به چند دسته Rra,RRb,RRc…. تقسیم بندی میشوند.به نظر شما دلیل این تقسیم بندی چیه؟

[پیمان اکبرنیا]

سلام
در پست قبلی سوالی پرسیده شد که در چه زمانی ستاره بیشترین درخشندگی خودش رو داره؟
برای رسیدن به پاسخ به چند نکته باید توجه کنیم:

دوره تناوب ستاره کوتاه هست و ستاره سریع منقبض و منبسط میشود
تغییر سایز ستاره به اندازه کافی ای نیست که تغییر درخشندگی زیادی داشته باشه.
اما در عوض تغییرات دماییش به حدی هست که ما به کمک اون میتوانیم محاسباتمان رو انجام بدیم.
یعنی وقتی ستاره کوچکتر هست به واسطه ی این منقبض شدن , دمای بیشتری دارا هست ودرخشندگی بیشتری داره.اما درخشندگی ستاره به واسطه ی بزرگتر شدنش , با درخشندگی دریافتی مورد توجیه نیست...





این ستارگان در جمعیت II جای دارند.چرا؟
چون این ها غنی از هیدروژن و هلیم هستند.اما عناصر سنگین تر و فلزات بسیار کم هست.کما اینکه ویژگی اصلی جمعیت II هم همین هست.و در زمانی تشکیل شده اند میزان این عناصر در جهان کم بوده.پس ستاره های پیری هم محسوب میشوند...
و در واقع یک کاربرد آنها بررسی فراوانی عناصر به وسیله ی آنهاست.

حالا سوال بعدی:
ستارگان شلیاقی خودشون به چند دسته Rra,RRb,RRc…. تقسیم بندی میشوند.به نظر شما دلیل این تقسیم بندی چیه؟

سلام به مدیر گرامی

من متوجه نشدم آخرش درخشندگی کی بیشتره؟ وقتی ستاره در کمترین اندازه است؟