هنگامی که به آسمان شب می نگریم، هزاران هزار تماشاگر مشتاق را می بینیم که تمام طول شب ایستاده اند و به ما می نگرند و گاهی چشمان خود را برای ما باز و بسته می کنند. برای قرون متمادی این طور تصور می شد که ستارگان نقاط نورانی لایتغیری هستند که نورشان نیز مانند سایر ویژگی هاشان ثابت است، اما هنگامی که بررسی های دقیق تری توسط انسان بر روی ستارگان انجام شد مشخص شد که نور برخی از ستارگان ثابت نیست.
البته در رابطه با ثبات نور در ستارگان ذکر این نکته ضروری به نظر می رسد که اساسا نور هیچ یک از ستارگان ثابت نیست، اما این تغییر نور در اغلب ستارگان بسیار کم و در بازه زمانی طولانی رخ می دهد(مانند خورشید که در یک دوره تناوب 11 ساله، تابندگی اش 0.1 درصد دچار نوسان می شود). ستارگانی که تغییرات تابندگی در آن ها زیاد و سریع است، اصطلاحا "ستارگان متغیر" نامیده می شوند.
این دسته از ستارگان به دو دسته اصلی "ذاتی" و "غیر ذاتی" تقسیم بندی می شوند.
در این مقاله برای آن که امکان تمرکز بیشتر وجود داشته باشد، به بررسی گروه دوم نمی پردازیم و تنها ستارگان دوتایی گرفتی را به عنوان مثالی برای آنها ذکر کرده و از آن عبور می کنیم.
و اما ستارگان متغیر ذاتی که موضوع اصلی بحث ما را تشکیل می دهند. این دست از ستارگان متغیر به دو رده اصلی تقسیم می شوند:
1- ستارگان متغیری که تغییرات ناگهانی و سریع دارند. مانند تغییرات شدید جوی و یا حتی انفجاری. ابرنواخترها، نواختر ها و نواختر های کوتوله مثال هایی از این رده هستند.
2- ستارگان تپنده: این دسته از ستارگان تغییرات تناوبی دارند و به طور متناوب منقبض و منبسط می شوند. ستارگان میرا با دوره تناوب طولانی، ستارگان نامنظم گاو و ستارگان قیفاووسی مواردی از این نوع هستند.
اگرچه دو دوره فوق الذکر بسیاری از ستارگان منغیر را شامل می شوند، اما تعدادی از ستارگان متغیر وجود دارند که در هیچ یک از این دو رده قرار نمی گیرند که به عنوان مثال می توان به ستارگان شراره ای و مغناطیسی اشاره کرد. در این فرصت تلاش بر این خواهد بود تا ستارگان تپنده با دقت بیشتری مورد بررسی قرار گیرند.
در ابتدا با نحوه آشنایی این دسته از ستارگان آشنا می شویم. به طور معمول نخستین ستاره متغیری که در هر صورت فلکی کشف می شود، پیشوند R به خود می گیرد و پس از آن نام لاتین صورت فلکی می آید (مانند R آندرومدا که نخستین ستاره متغییری است که در این صورت فلکی کشف شده است). دومین ستاره متغیری که در یک صورت فلکی کشف می شود، پیشوند Sمی گیرد (مانند S آندرومدا که در سال 1885 کشف شد و البته ما امروز می دانیم که آن ستاره یک ابرنواختر بوده است). این نامگذاری به ترتیب کشف تا حرف Z ادامه می یابد. پس از اتمام این دوره اگر باز هم ستاره متغیری کشف شود، پیشوند RR خواهد داشت و این روند تازه به صورت RT، RS و.... تا RZ ادامه می یابد و سپس وارد فاز سوم می شود که این فاز با SS شروع و پس از گذر از RT و.... به RZ ختم می شود. این مراحل ادامه می یابند و رشته های UU، TTو.... در پس یکدیگر می آیند تا در YZ،YYو ZZ به پایان می رسد . اگر باز هم نیاز به نامگذاری باشد رشته های دیگری وارد میدان می شوند که با AA تا AZ آغاز می شود، رشته بعدی BB تا BZ است و این رشته ها تا QZ ادامه می یابد(البته در این میان حرف J برای آنکه با I اشتباه گرفته نشود، حذف شده است). این سیستم نامگذاری امکان نام نهادن بر 334 ستاره متغیر در هر صورت فلکی را به ما می دهد. حال اگر تعداد ستارگان متغیر از آن هم بیشتر باشد، با پیشوند V که نخستین حرف واژه "متغیر" (Variable) است نامگذاری می شود (مانند V1500 دجاجه).
چگونه یک ستاره می تپد؟
هر ستاره در طول حیات خود مراحل مختلفی را از سر می گذراند و ممکن است در بخشی از زندگی خود تبدیل به یک ستاره متغیر شود. اساسا عمده ستارگان متغیر در مرحله ای از حیات خود قرار دارند که در آن امکان برقراری تعادل نیرویی برایشان فراهم نیست. تمامی ستارگان حتی خورشید می توانند پیش از رسیدن به رشته اصلی از چنین مراحلی عبور کنند. البته شایان ذکر است که هر چه جرم ستاره بیشتر باشد سرعت عبور از آن مراحل و رسیدن به رشته اصلی برایش سریعتر اتفاق می افتد. در وضعیت فوق الذکر نیروی برونسوی ناشی از فشار مواد درون ستاره با نیروی درونسوی جاذبه گرانشی در تعادل نیست. هنگامی که نیروی برونسوی فشار، ستاره را منبسط می کند، آنقدر نیرو دارد که ستاره را از نقطه تعادل هیدرواستاتیکی اش عبور دهد. هنگامی که در فرآیند انبساط ، ستاره از نقطه تعادل عبور می کند، به تدریج نیروی جاذبه گرانشی غلبه پیدا می کند تا جایی که انبساط را متوقف کرده و دوره سقوط آغاز می شود. در این مرحله نیز مانند مرحله قبل، ستاره در اثر تکانه ناشی از نیروی جاذبه گرانشی از نقطه تعادل عبور می کند و هنگامی که این بار فشار برونسو غالب می شود، چرخه از نو تکرار می گردد. اما در هر تپش مقداری انرژی تلف می شود و همین امر موجبات میرایی نوسانات را فراهم می آورد.
نخستین ستاره متغیر شناخته شده(به جز نواخترها) ستاره "میرا" واقع در صورت فلکی قیطس (نهنگ) است که در سال 1596 توسط "دیوید فابرسیوس" رصد شد. این ستاره از قدر3 در جایی از آسمان مشاهده شد که در نقشه های آسمانی موجود در آن دوره هیچ ستاره ای در نقطه مورد بحث ثبت نشده بود. البته در واقع، این ستاره همواره در آن نقطه از آسمان قرار داشت، اما در هنگامیکه در وضعیت کم نور خود قرار داشت قدری معادل 9 اختیار می کرد که البته ستاره ای از قدر 9 با چشم غیر مسلح قابل رؤیت نیست. مدتی بعد از انجام گرفتن این رصد، ستاره مذکور از نظر ها پنهان شد و چند ماه بعد بار دیگر در آسمان ظاهر شد. هنگامیکه 42 سال بعد یعنی در سال 1638 رفتار تناوبی موجود در تابندگی این ستاره معین شد، اخترشناسی ستارگان متغیر نیز متولد شد. از آن زمان تاکنون بیش از 30 هزار ستاره متغیر کشف شده است و البته بسیاری دیگر تحت بررسی قرار دارند.
مهمترین کاری که بر روی ستارگان متغیر انجام می شود، نخست تعیین منحنی نوری ستاره (منحنی نشاندهنده تغییرات برونداد نوری ستاره بر حسب زمان)، و آنگاه تحلیل این منحنی است که این امر اطلاعات ذی قیمتی را درباره ستاره در اختیار ما قرار می دهد. البته بررسی طیف نوری ستاره نیز در تعیین ویژگی های ستاره به ما کمک می کند. هنگامی که طیف یک ستاره متغیر (مثل یک متغیر قیفاووسی) را تحلیل می کنیم، در می یابیم که این ستاره (بعنوان نمونه) در حال دور شدن از ماست. اما سرخ گرایی دوپلری آن اندکی بیش از مقدار پیش بینی شده است. در نتیجه در می یابیم که این ستاره نه تنها در حال دور شدن از ماست، بلکه خود ستاره نیز در حال کوچک تر شدن است. که خود این امر باعث افزایش سرعت نسبی سطح ستاره نسبت به ما می شود و در نتیجه بر روی سرخ گرایی دوپلری آن اثر می گذارد و آن را قدری بیشتر از حد انتظار به سوی رنگ سرخ می راند. برعکس، هنگامی که ستاره در حال انبساط است سطح آن سرعتی نسبی به سوی ما پیدا می کند که در خلاف جهت سرعت شعاعی آن است و همین امر موجب انتقال طیف ستاره به میزانی اندک به سوی آبی طیف می شود.
نکته جالب توجه دیگر آن است که ممکن است تصور شود ستاره هنگامی که در بزرگترین حالت خود قرار دارد حداکثر روشنایی را نیز خواهد داشت اما این برداشت اشتباه است. زیرا هنگامیکه ستاره منبسط می شود، سطحش سرد می گردد و همین امر باعث کاهش میزان تابش در هر متر مربع از سطح ستاره می شود. در واقع یک ستاره متغیر اندکی پس از رسیدن به کوچکترین اندازه خود، بیشترین روشنایی را خواهد داشت.
احمد آرین خو(مجله دانشمند شماره543)
© کپی رایت توسط : انجمن ستاره شناسی ثاقب گیلان (کلیه حقوق مادی و معنوی مربوط و متعلق به این سایت است.)
برداشت مطالب فقط با اجازه کتبی و ذکر منبع امکان پذیر است .
لینک های سریع
