در حال ویرایش متغیر شبه قیفاووسی

[[category:اخترفیزیک]]

در سال های دهه 1950 کشف شد که برخی از ستارگان متغیری که پیشتر قیفاووسی تلقی می شدند ، در واقع اجسام کاملا متفاوتی هستند.
آنها بعنوان اجسامی که تفاوت های مشخص و مسلم از متغیر های قیفاووسی داشتند تشخیص داده شدند.برای مثال این منحنی های نور تقریبا غیر عادی و توزیع دوره تناوب متفاوت نشان می دادند.اما در سال 1952 بود که کشف شد آنها اجرام ذاتا متفاوتی هستند.یعنی به جای آنکه به یک جمعیت ستاره ای جوان تعلق داشته باشند از آن جمعیت های ستاره ای پیر هستند و رابطه دوره تناوب-درخشندگی کاملا متفاوتی دارند.این ستارگان را بر مبنای یک نمونه نورانی که در صورت فلکی سنبله یافته شده بود، متغیر های W سنبله ای و نیز بر مبنای نمونه های دیگر در صورت فلکی ثور، متغیر های RV ثوری نامیدند.
ردهW سنبله ای نمونه ای با دوره تناوب کوتاه تر و رده RV ثوری نمونه های با دوره تناوب بلند تر متغیرهای شبه قیفاووسی را در بر می گیرند.
== متغیر های W سنبله ای ==
معلوم شده که دوره تناوب متغیر های W سنبله ای تقریبا از 1 تا 30 روز است. منحنی های نور آنها متفاوت و بسیار بی نظم تر از منحنی نور قیفاووسی هایی با همان دوره تناوب است و از یک تناوب تا تناوب بعد به یک شکل تکرار نمی شوند. طیف های آنها نیز قدری با طیف های متغیر های قیفاووسی تفاوت دارد. زیرا در آنها خطوط نشری مختلفی دیده می شود و منحنی سرعتی که به دست می دهند با منحنی سرعت متغیر های قیفاووسی متفاوت است.
بر خلاف متغیر های قیفاووسی که به شدت در صفحه کهکشان ما متمرکز شده اند و به مکان های در آرایه مسطح ستارگان جوان راه شیری محدود هستند، متغیر های W سنبله ای معمولا در هاله ستاره ای کهکشان یافت می شوند. بسیاری از آنها در خوشه کروی ستارگان که آنها نیز عموما در هاله کهکشان هستند کشف شده اند. بنابراین ستارگان W سنبله ای مکانی در فضا دارند که به وضوح با جمعیت ستاره ای پیر مرتبط است.خوشه های کروی ستارگان با سن های بیش از 10 میلیارد سال از پیر ترین اجرام کهکشان به شمار می روند.ستارگانی که در هاله کهکشان یافت شده اند بدون استثنا پیرند و از این رو ستارگان W سنبله ای نیز می بایست پیر باشند.
متغیر های W بخش ناپایدار نمودار رنگ-قدر را اشغال می کنند و همانند قیفاووسی های معمولی می تپند. اما به دلیل آنکه سن های بسیار بالایی دارند عقیده بر آن است که از نظر جرم و ساختار درونی کاملا مشابه با قیفاووسی های معمولی نیستند. آنها تقریبا همان جرم خورشید را دارند و در گستره ای بسیار بزرگتری از گستره تناوب متغیر های قیفاووسی می تپند.
با توجه به این واقعیت که فاصله خوشه های ستاره ای کروی را می توان به آسانی هم با اندازه گیری درخشندگی متغیرهای RR شلیاقی و هم به کمک نمودار رنگ- قدر اعضای رشته اصلی آنها اندازه گرفت، به دست آوردن رابطه دوره تناوب – درخشندگی متغیرهای W سنبله ای امکان پذیر است. معلوم شده است که تعیین این رابطه نسبت به آنچه برای متغیرهای قیفاووسی معمولی به دست آمده است از دقت بسیار کمتری برخوردار است. اکنون دلیل این امر را وجود حساسیت نسبتا بالای درخشندگی در این اجرام نسبت به سن و ترکیب های شیمیایی تلقی می کنند.تفاوت کوچکی در ترکیب شیمیایی ، تنها به صورت تغییر بسیار آرامی در رابطه دوره تناوب- درخشندگی قیفاووسی های معمولی تجلی می کند.در حالیکه چنین حالتی برای ستارگان W سنبله ای منجر به تفاوت عظیمی می شود.
== متغیرهای RV ثوری ==
آن دسته از متغیرهای شبه قیفاووسی که دوره تناوبشان بلندتر و میان 40 تا 100 روز است ، متغیرهای RV ثوری نامیده می شوند.آنها رابطه دوره تناوب – درخشندگی پهنی از خود نشان می دهند و از این رو برای تعیین فاصله چندان مناسب نیستند.منحنی های نور آنها همانطور که در مورد ستارگان W سنبله ای دیده می شود، تقریبا از یک تناوب تا تناوب بعد تغییر می کند و در طیفشان نیز هم تغییر و هم نمودار های غیرعادی نظیر خطوط نشری به چشم می خورد.
نقش دقیق متغیرهای شبه قیفاووسی در الگوی تکاملی ستارگان هنوز به درستی شناخته نشده است. از روی شواهد ضمنی که موجود است، روشن است آنها اجرام بسیار پیری هستند و احتمالا جرم بسیار زیادی ندارند، و هم از این دو نظر با قیفاووسی های معمولی بسیار متفاوتند.تعداد اندکی از آنها ذر مقایسه با تعدادانواع دیگر ستارگان ، برای مثال در خوشه ای کروی ، فازی از تکامل را نشان می دهد که دوره کوتاهی دارد.
== منبع ==
کتاب " ساختار ستارگان و کهکشان ها " پاول هاج(صفحه 99) / ترجمه توفیق حیدرزاده / انتشارات گیتاشناسی
[[رده:اخترفیزیک]]