در حال ویرایش متغیر قیفاووسی
هشدار: شما وارد نشدهاید. نشانی آیپی شما برای عموم قابل مشاهده خواهد بود اگر هر تغییری ایجاد کنید. اگر وارد شوید یا یک حساب کاربری بسازید، ویرایشهایتان به نام کاربریتان نسبت داده خواهد شد، همراه با مزایای دیگر.
این ویرایش را میتوان خنثی کرد.
لطفاً تفاوت زیر را بررسی کنید تا تأیید کنید که این چیزی است که میخواهید انجام دهید، سپس تغییرات زیر را ذخیره کنید تا خنثیسازی ویرایش را به پایان ببرید.
نسخهٔ فعلی | متن شما | ||
سطر ۱: | سطر ۱: | ||
{{الگو:تکمیلی}}قیفاووسی ها نوعی [[ستاره]] هستند که [[روشنایی]] آن ها به طور متناوب تغییر می کند. در یک قیفاووسی نمونه روشنی در آغاز دوره تناوب به سرعت بسیار به مدت چند ساعت زیاد می شود. سپس تا چندین روز به تدریج کم فروغ تر می شود. سپس همین سیکل تکرار می گردد. قیفاووسی ها در تغییرات خود بسیار وقت شناس و منظم اند. تغییر روشنی این ستارگان معادل یک [[قدر]] مثلا از3/5 به 3/4 می باشد. نخستین قیفاووسی شناخته شده ستاره δ در [[صورت فلکی قیفاووس]] است و وجه تسمیه این ستارگان نیز همین است. | {{الگو:تکمیلی}}قیفاووسی ها نوعی [[ستاره]] هستند که [[روشنایی]] آن ها به طور متناوب تغییر می کند. در یک قیفاووسی نمونه روشنی در آغاز دوره تناوب به سرعت بسیار به مدت چند ساعت زیاد می شود. سپس تا چندین روز به تدریج کم فروغ تر می شود. سپس همین سیکل تکرار می گردد. قیفاووسی ها در تغییرات خود بسیار وقت شناس و منظم اند. تغییر روشنی این ستارگان معادل یک [[قدر]] مثلا از3/5 به 3/4 می باشد. نخستین قیفاووسی شناخته شده ستاره δ در [[صورت فلکی قیفاووس]] است و وجه تسمیه این ستارگان نیز همین است. | ||
− | این | + | این ستاره ها [[ابرغول]] هایی از گونه های طیفی F و G می باشند. ستارگان متغیر سه دسته اند: |
− | '''ستارگان قیفاووسی I''' به طور متوسط 5/1 قدر روشن تر از قیفاووسی های II اند. دوره ی تناوب آن ها بین 5/1 تا 100 روز ودر بیش تر مواقع 5 روز است. در منحنی های مربوط به قیفاووسی های II مشخصا نواحی مسطحی هم در بخش افزایش نور و هم در بخش کاهش | + | '''ستارگان قیفاووسی I''' به طور متوسط 5/1 قدر روشن تر از قیفاووسی های II اند. دوره ی تناوب آن ها بین 5/1 تا 100 روز ودر بیش تر مواقع 5 روز است. در منحنی های مربوط به قیفاووسی های II مشخصا نواحی مسطحی هم در بخش افزایش نور و هم در بخش کاهش نور وجود دارد. دوره ی تناوب آن ها از 10تا 25 روز است. |
− | قیفاووسی عضوی از گروه ستارگان متغیر بسیار درخشان است. ارتباط مستقیم و مستحکمی | + | قیفاووسی عضوی از گروه ستارگان متغیر بسیار درخشان است. ارتباط مستقیم و مستحکمی كه بین درخشندگی متغیر قیفاووسی و دوره تناوب تپش آن وجود دارد موقعیت قیفاووسی ها را بعنوان شمع های استاندارد کیهانی بمنظور تصدیق مقیاس های فاصله ی کهکشانی و برون کهکشانی، تضمین می نماید. |
− | متغیر های قیفاووسی به زیر مجموعه های متعددی تقسیم می شوند که بطور محسوس جرم ها، سن ها و سوابق تکاملی متفاوتی مانند:قیفاووسی های | + | متغیر های قیفاووسی به زیر مجموعه های متعددی تقسیم می شوند که بطور محسوس جرم ها، سن ها و سوابق تکاملی متفاوتی مانند:قیفاووسی های كلاسیكی، قیفاووسی های نوع 2، قیفاووسی های غیر عادی و قیفاووسی های كوتوله را به نمایش می گذارند. |
اصطلاح قیفاووسی از ستاره دلتا قیفاووس در صورت فلکی قیفاووس، یعنی اولین ستاره از این نوع که توسط John Goodrick یافته و شناخته شد، نشات می گیرد. دلتا قیفاووس به عنوان یک کالیبراتورِ رابطه دوره تناوب-روشنایی از اهمیت ویژه ای برخوردارست چون فاصله آن برای یک قیفاووسی،در سایه عضویت آن در یک خوشه ستاره ای و وجود اختلاف منظرهای دقیقِ تلسکوپ هابل/Hipparcos ، به دقیقترین صورت ممکن محاسبه شده است. | اصطلاح قیفاووسی از ستاره دلتا قیفاووس در صورت فلکی قیفاووس، یعنی اولین ستاره از این نوع که توسط John Goodrick یافته و شناخته شد، نشات می گیرد. دلتا قیفاووس به عنوان یک کالیبراتورِ رابطه دوره تناوب-روشنایی از اهمیت ویژه ای برخوردارست چون فاصله آن برای یک قیفاووسی،در سایه عضویت آن در یک خوشه ستاره ای و وجود اختلاف منظرهای دقیقِ تلسکوپ هابل/Hipparcos ، به دقیقترین صورت ممکن محاسبه شده است. | ||
سطر ۲۶: | سطر ۲۶: | ||
ستاره های متغییر کلاسیک و رده W سنبله ای (W VIRGINIS) که دارای تفاوتهای ناچیزی با رده قبلی هستند. | ستاره های متغییر کلاسیک و رده W سنبله ای (W VIRGINIS) که دارای تفاوتهای ناچیزی با رده قبلی هستند. | ||
− | دسته اول ستارگان جوانی هستند که در مرحله ناپایداری[[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] به سر می برند. این نوع متغییرها در بخش مسطح [[کهکشان]] یافت می شوند و متعلق به [[ | + | دسته اول ستارگان جوانی هستند که در مرحله ناپایداری[[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] به سر می برند. این نوع متغییرها در بخش مسطح [[کهکشان]] یافت می شوند و متعلق به [[خوشه های باز]] می باشند. بین شکل منحنی نوری آنها و مقدار دوره تناوبشان رابطه معینی وجود دارد. |
دسته دوم هم جزء ستارگان پیر[[ کهکشان]] ما هستند و به همین دلیل در خوشه های کروی و در عرضهای کهکشانی بالا یافت می شوند. | دسته دوم هم جزء ستارگان پیر[[ کهکشان]] ما هستند و به همین دلیل در خوشه های کروی و در عرضهای کهکشانی بالا یافت می شوند. |