متغیر های RR شلیاقی: تفاوت بین نسخه‌ها
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) جز (جایگزینی متن - 'ستارهشناسی' به 'ستارهشناسی') |
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) جز (جایگزینی متن - 'ستارههای' به 'ستاره های') |
||
| سطر ۱: | سطر ۱: | ||
[[File:RR Lyrae stars.jpg|frame|left]] | [[File:RR Lyrae stars.jpg|frame|left]] | ||
| − | <br/>سومین گروه مهم از متغیرهای تپنده، | + | <br/>سومین گروه مهم از متغیرهای تپنده، ستاره های RR شلیاق (RR Lyrae Stars) هستند. متغیر های RR شلیاقی ذاتا کم نور تر از قیفاووسی ها هستند و معمولاً کم‌تر از یک قدر می‌باشد.از این رو در اندازه گیری فاصله کهکشان ها کاربرد کمتری دارند . ولی از اعضای RR شلیاقی برخی از کهکشان های نزدیک که فاقد متغیر های قیفاووسی هستند در اندازه گیری فاصله استفاده می شود . |
برای مثال از این روش در مورد کهکشان های منظومه اژدها ، اسد ، دب اصغر و سنگتراش که از کهکشان های بیضوی کوتوله در [[گروه محلی]] هستند ، استفاده شده است. | برای مثال از این روش در مورد کهکشان های منظومه اژدها ، اسد ، دب اصغر و سنگتراش که از کهکشان های بیضوی کوتوله در [[گروه محلی]] هستند ، استفاده شده است. | ||
| − | [[دوره تناوب]] آن‌ها نیز کوتاه‌تر است، کم‌تر از یک روز. ستارگان RR شلیاق، مانند | + | [[دوره تناوب]] آن‌ها نیز کوتاه‌تر است، کم‌تر از یک روز. ستارگان RR شلیاق، مانند ستاره های دبلیو سنبله، به گروه ستارگان کهن‌سال جمعیت دو تعلق دارند. این متغیرها در [[خوشه کروی|خوشه‌های کروی]] فراوان‌اند، از این رو قبلاً آن‌ها را متغیرهای خوشه‌ای (Cluster Variable) می‌نامیدند. |
| − | <br/>[[قدر مطلق]] M<sub>v</sub> | + | <br/>[[قدر مطلق]] M<sub>v</sub> ستاره های RR شلیاق حدود ۰/۳+۰/۶ یا ۰/۳-۰/۶ می‌باشد. آن‌ها تقریباً سن و جرم یکسانی دارند؛ از این رو، مرحله تحولی یکسانی را به‌نمایش می‌گذارند. در این مرحله،[[هلیوم]] سوختن خود را تازه در هسته آغاز کرده است. با توجه به اینکه قدر مطلق ستاره های RR شلیاق معلوم است، می‌توان از آن‌ها در تعیین فاصله تا خوشه‌های کروی استفاده نمود. {{-}} |
== منبع == | == منبع == | ||
نسخهٔ کنونی تا ۲۷ فوریهٔ ۲۰۱۳، ساعت ۲۰:۳۳
سومین گروه مهم از متغیرهای تپنده، ستاره های RR شلیاق (RR Lyrae Stars) هستند. متغیر های RR شلیاقی ذاتا کم نور تر از قیفاووسی ها هستند و معمولاً کم‌تر از یک قدر می‌باشد.از این رو در اندازه گیری فاصله کهکشان ها کاربرد کمتری دارند . ولی از اعضای RR شلیاقی برخی از کهکشان های نزدیک که فاقد متغیر های قیفاووسی هستند در اندازه گیری فاصله استفاده می شود .
برای مثال از این روش در مورد کهکشان های منظومه اژدها ، اسد ، دب اصغر و سنگتراش که از کهکشان های بیضوی کوتوله در گروه محلی هستند ، استفاده شده است.
دوره تناوب آن‌ها نیز کوتاه‌تر است، کم‌تر از یک روز. ستارگان RR شلیاق، مانند ستاره های دبلیو سنبله، به گروه ستارگان کهن‌سال جمعیت دو تعلق دارند. این متغیرها در خوشه‌های کروی فراوان‌اند، از این رو قبلاً آن‌ها را متغیرهای خوشه‌ای (Cluster Variable) می‌نامیدند.
قدر مطلق Mv ستاره های RR شلیاق حدود ۰/۳+۰/۶ یا ۰/۳-۰/۶ می‌باشد. آن‌ها تقریباً سن و جرم یکسانی دارند؛ از این رو، مرحله تحولی یکسانی را به‌نمایش می‌گذارند. در این مرحله،هلیوم سوختن خود را تازه در هسته آغاز کرده است. با توجه به اینکه قدر مطلق ستاره های RR شلیاق معلوم است، می‌توان از آن‌ها در تعیین فاصله تا خوشه‌های کروی استفاده نمود.
منبع[ویرایش]
- کتاب ساختار ستارگان و کهکشان ها/ نوشته پاول هاج/ مترجم: توفیق حیدرزاده
