Παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
Thijs!bot (συζήτηση | συνεισφορές)
μ robot Adding: simple:Pulsar
Thijs!bot (συζήτηση | συνεισφορές)
μ robot Adding: bs:Pulsar
Γραμμή 92: Γραμμή 92:
[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]
[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]


[[bs:Pulsar]]
[[ca:Púlsar]]
[[ca:Púlsar]]
[[cs:Pulsar]]
[[cs:Pulsar]]

Έκδοση από την 01:52, 1 Δεκεμβρίου 2006

Διάγραμμα H-R που απεικονίζει τις θέσεις των διαφόρων παλλόμενων μεταβλητών αστέρων.

Παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες (pulsating variable stars) ονομάζονται οι αστέρες εκείνοι, που χαρακτηρίζονται από περιοδικές διακυμάνσεις στην φωτεινότητά τους λόγω περιοδικών μεταβολών των διαστάσεων, της θερμοκρασίας ή κάποιας άλλης ιδιότητας του αστέρα που οφείλεται σε εσωτερικές του διαδικασίες.

Οι μεταβλητοί αυτοί αστέρες ξεχωρίζουν από άλλες κατηγορίες αστέρων που παρουσιάζουν μεταβολές στη φωτεινότητά τους οι οποίες ή δεν είναι περιοδικές ή οφείλονται σε εξωτερικούς παράγοντες, όπως είναι οι υπερκαινοφανείς αστέρες, οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες, οι εκλειπτικοί διπλοί αστέρες κ.α.

Ανακάλυψη

Το 1595 ένας ιερέας και ερασιτέχνης αστρονόμος, ο David Fabricius, παρατηρώντας το άστρο ο Ceti για ένα χρονικό διάστημα αρκετών μηνών διαπίστωσε ότι η λαμπρότητα του άστρου εξασθενούσε μέχρι που εξαφανίστηκε τελείως και έμεινε αόρατο για αρκετούς μήνες μέχρι να ξαναεμφανιστεί και να επανέλθει στην αρχική του λαμπρότητα. Το άστρο το ονόμασε Mira για να τονίσει αυτό το θαυμαστό φαινόμενο και ήταν ο πρώτος παλλόμενος μεταβλητός αστέρας που ανακαλύφθηκε. Το 1784 ο John Goodricke του York ανακάλυψε έναν άλλον μεταβλητό αστέρα, τον δ Cephei με σημαντικά μικρότερη περίοδο μεταβολής της λαμπρότητάς του, 5 μέρες 8 ώρες και 48 λεπτά. Αυτού του τύπου τους παλλόμενους αστέρες τους ονομάζουμε κλασσικούς Κηφείδες (classical Cepheids). Από τότε έχουν ανακαλυφθεί χιλιάδες παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες. Τους μεταβλητούς αστέρες τους χωρίζουμε σε διάφορες κατηγορίες ανάλογα με τα χαρακτηριστικά τους.

Μεταβλητοί Αστέρες εντός της ζώνης αστάθειας

Κλασσικοί Κηφείδες (δ Cephei)

Αυτού του τύπου οι αστέρες πρώτοπαρατηρήθηκαν το 1784, αλλά τους δόθηκε ιδιαίτερο βάρος μετά την παρατήρηση της Henrietta Swan Leavitt ότι υπάρχει μια σχέση ανάμεσα στην λαμπρότητά τους και την περίοδο τους. Συγκεκριμένα παρατήρησε ότι όσο πιο λαμπροί ήταν οι αστέρες τόσο μεγαλύτερη ήταν η περίοδος τους. Στο αποτέλεσμα αυτό έφτασε από την παρατήρηση άστρων αυτού του τύπου που βρίσκονταν στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου. Αυτό σήμαινε ότι επειδή οι αστέρες βρίσκονταν χονδρικά στην ίδια απόσταση, η σχέση που συνέδεε τα φαινόμενα μεγέθη τους θα έπρεπε να συνδέει και τα απόλυτα μεγέθη και άρα η σχέση λαμπρότητας-περιόδου ήταν στην πραγματικότητα σχέση απόλυτης λαμπρότητας-περιόδου. Με άλλα λόγια αν μπορούσαμε να μετρήσουμε την περίοδο ενός τέτοιου άστρου θα μπορούσαμε να προσδιορίσουμε το απόλυτο μέγεθος και μετρώντας το φαινόμενο μέγεθος θα μπορούσαμε να προσδιορίσουμε την απόστασή του. Όλα αυτά με την προϋπόθεση ότι θα μπορούσε να μετρηθεί με ανεξάρτητη μέθοδο η απόσταση ενός κλασσικού Κηφείδα για να μπορέσουμε να βαθμονομήσουμε την σχέση λαμπρότητας περιόδου. Τελικά η σχέση που προέκυψε είναι



ή



όπου είναι η μέση λαμπρότητα του αστέρα, είναι το μέσο απόλυτο μέγεθος στο ορατό και η περίοδος της ανάπαλασης σε μέρες. Με τις παραπάνω σχέσεις και την σχέση



μπορούμε να υπολογίσουμε την απόσταση του αστέρα σε parsec. Τα παραπάνω αποτελέσματα μας έδωσαν την δυνατότητα να μετράμε μεγάλες αποστάσεις γιατί οι αστέρες αυτού του τύπου είναι ιδιαίτερα λαμπροί και μπορούν να παρατηρηθούν σε μεγάλες αποστάσεις. Ποια είναι όμως γενικά τα φυσικά χαρακτηριστικά των κλασσικών Κηφείδων; Οι κλασσικοί Κηφείδες ή Κηφείδες πληθυσμού Ι είναι μεταβλητοί αστέρες με περιόδους από 1 ως 50 ημέρες που εκτελούν ακτινική ταλάντωση. Η μεταβολή του φαινόμενου μεγέθους τους κυμαίνεται από 0.1 ως 2 μεγέθη. Είναι αστέρες με μάζες , με μεγάλη λαμπρότητα και φασματικό τύπο που κυμαίνεται από F στο μέγιστο μέχρι G και K στο ελάχιστο. Η μεταβολή της λαμπρότητάς τους οφείλεται κυρίως στην μεταβολή της επιφανειακής τους θερμοκρασίας που έχει πλάτος της τάξης των 1000-1500 Κ. Γιατί όμως ξεκινάνε τις ταλαντώσεις αυτοί οι αστέρες; Από το πλήθος των παλλόμενων αστέρων που υπολογίζουμε ότι υπάρχουν σε σχέση με το πλήθος των άστρων του Γαλαξία φαίνεται ότι το φαινόμενο της ανάπαλσης είναι μεταβατικό φαινόμενο. Η θέση που καταλαμβάνουν οι κλασσικοί Κηφείδες στο διάγραμμα H-R είναι έξω από την κύρια ακολουθία σε μια περιοχή που λέγεται ζώνη αστάθειας. Υπάρχουν διάφορες περιοχές αστάθειας από τις οποίες περνάνε οι αστέρες διαφόρων μαζών κατά την διάρκεια της εξέλιξής τους. Καθώς εξελίσσεται ένας αστέρας φεύγει από την κύρια ακολουθία. Στην τροχιά που ακολουθεί στο διάγραμμα H-R μπορεί να συναντήσει κάποια περιοχή αστάθειας. Μπαίνοντας στην περιοχή αστάθειας ο αστέρας αρχίζει να ταλαντώνεται και η ταλάντωση τροφοδοτείται μέχρι ο αστέρας να βγει από την περιοχή της αστάθειας. Οι κλασσικοί Κηφείδες όπως είπαμε παραπάνω παρατηρούνται στην ζώνη αστάθειας. Η ζώνη αστάθειας είναι μια περιοχή μικρού σχετικά πλάτους που είναι σχεδόν παράλληλη με τον άξονα της λαμπρότητας, δηλαδή κατά μήκος της ζώνης αστάθειας η θερμοκρασία των αστέρων είναι σχεδόν σταθερή, ενώ η λαμπρότητα αυξάνεται. Γνωρίζουμε ότι όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα ενός άστρου τόσο μεγαλύτερη είναι και η λαμπρότητά του όταν περνάει από την ζώνη αστάθειας και επειδή τα άστρα φεύγουν από την κύρια ακολουθία ακολουθώντας σχεδόν οριζόντιες τροχιές μπορούμε να θεωρήσουμε ότι η σχέση μάζας λαμπρότητας που υπάρχει στην κύρια ακολουθία παραμένει. Τα παραπάνω μπορούμε να τα συνοψίσουμε χονδρικά στις παρακάτω σχέσεις



Από τις σχέσεις αυτές μπορούμε να βγάλουμε το συμπέρασμα ότι η μέση πυκνότητα ενός άστρου σε σχέση με την λαμπρότητά του είναι



Ταυτόχρονα η μέση πυκνότητα συνδέεται με την περίοδο της ταλάντωσης μέσω της σχέσης



Έτσι από τις δύο τελευταίες σχέσεις φαίνεται ότι υπάρχει σχέση που συνδέει την περίοδο με την λαμπρότητα ενός παλλόμενου αστέρα που διέρχεται από την ζώνη αστάθειας η οποία είναι της μορφής



που είναι η ίδια μορφή με την σχέση που έχουμε για τους κλασσικούς Κηφείδες. Υπάρχουν ακόμα δύο τύποι Κηφείδων, οι Κηφείδες πληθυσμού ΙΙ (ή αστέρες τύπου W Virginis) και οι νάνοι Κηφείδες (ή αστέρες τύπου δ Scuti).

W Virginis

Είναι όπως είπαμε άστρα πληθυσμού ΙΙ που βρίσκονται στην ζώνη αστάθειας. Εκτελούν ακτινικές ταλαντώσεις με περιόδους από 2 ως 45 ημέρες. Η διακύμανση στην λαμπρότητά τους είναι της ίδιας τάξης με αυτή των κλασσικών Κηφείδων και γενικά οι καμπύλες φωτός τους μοιάζουν με αυτές των κλασσικών Κηφείδων. Η διαφορά τους είναι ότι οι W Virginis είναι από εξελικτική άποψη μεγαλύτερης ηλικίας αστέρες που έχουν φύγει από το οριζόντιο κομμάτι της εξελικτικής τους διαδρομής. Έτσι ενώ έχουν την ίδια λαμπρότητα με τους κλασσικούς Κηφείδες, έχουν μικρότερη μάζα και άρα μικρότερη πυκνότητα. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα για την ίδια περίοδο ανάπαλσης οι W Virginis να είναι τέσσερις φορές λιγότερο λαμπροί. Αυτή τους η ομοιότητα είχε μπερδέψει αρχικά τους αστρονόμους με αποτέλεσμα να υπολογίζονται λάθος οι αποστάσεις των γαλαξιών. Η διόρθωση του λάθους είχε ως αποτέλεσμα την αναθεώρηση αυτών των αποστάσεων κατά ένα παράγοντα της τάξης του 2 (οι αποστάσεις διπλασιάστηκαν περίπου).

δ Scuti

Είναι άστρα μικρής μάζας που βρίσκονται χαμηλά στην ζώνη αστάθειας των Κηφείδων και κοντά στην κύρια ακολουθία. Είναι φασματικού τύπου F και εκτελούν ακτινικές και μη ακτινικές ταλαντώσεις με περιόδους που κυμαίνονται από 1 ως 3 ώρες.

RR Lyrae

Οι αστέρες τύπου RR Lyrae είναι άλλος ένας σημαντικός τύπος παλλόμενων αστέρων. Είναι άστρα πληθυσμού ΙΙ με μικρή μάζα και εκτελούν ακτινικές ταλαντώσεις με περίοδο από 1.5 ως 24 ώρες. Βρίσκονται και αυτά στην περιοχή της ζώνης αστάθειας των Κηφείδων και συγκεκριμένα βρίσκονται λίγο πάνω από την περιοχή των δ Scuti και κάτω από την περιοχή των δ Cepheids καταλαμβάνοντας μια οριζόντια περιοχή σχεδόν σταθερής λαμπρότητας. Έχουν φασματικό τύπο από A ως F με απόλυτο μέγεθος περίπου +0.8 και το πλάτος της διακύμανσης τους είναι από 0.2 ως 2 μεγέθη. Έχει παρατηρηθεί κάποια από αυτά να ταλαντώνονται με 2 συχνότητες, την θεμελιώδη και την πρώτη αρμονική, με λόγο περιόδων . Τα άστρα αυτά παρατηρούνται στα σφαιρωτά σμήνη και βοήθησαν στον προσδιορισμό των αποστάσεων τους, λόγω της ιδιότητας που έχουν να έχουν σχεδόν σταθερή μέση λαμπρότητα. Γνωρίζοντας λοιπόν το φαινόμενο μέγεθος ενός άστρου RR Lyrae από την



μπορούμε να υπολογίσουμε την απόστασή του και άρα την απόσταση του σφαιρωτού σμήνους.

ZZ Ceti

Χαμηλά στην ζώνη αστάθειας και κάτω από την κύρια ακολουθία στην περιοχή των λευκών Νάνων βρίσκονται οι μεταβλητοί αστέρες τύπου ZZ Ceti. Αυτοί οι αστέρες είναι λευκοί νάνοι που εκτελούν μη ακτινικές ταλαντώσεις με πολύ μικρές περιόδους από 100 ως 1000 δευτερόλεπτα και μεταβολές στην λαμπρότητα από 0.001 μέχρι 0.2 μεγέθη στο ορατό. Αυτοί οι αστέρες αποτελούν τα πιο χαρακτηριστικά παραδείγματα μη ακτινικά παλλόμενων αστέρων.

Μεταβλητοί Αστέρες εκτός της ζώνης αστάθειας

Τα άστρα που έχουμε αναφέρει μέχρι τώρα βρίσκονται πάνω στην ζώνη αστάθειας και οι μηχανισμοί που ενεργοποιούν τις ταλαντώσεις τους σχετίζονται. Υπάρχουν όμως και παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες που βρίσκονται εκτός της ζώνης αστάθειας και παρακάτω θα αναφέρουμε τους βασικότερους.

β Cephei

Οι αστέρες του τύπου β Cephei είναι μια ενδιαφέρουσα κατηγορία τέτοιων αστέρων. Χαρακτηριστικό άστρο αυτής της κατηγόριας είναι το β Canis Majoris. Τα άστρα αυτά είναι φασματικού τύπου O με B και βρίσκονται σε μια λεπτή ζώνη στο πάνω άκρο της κύριας ακολουθίας στην περιοχή των άστρων με μάζες . Εκτελούν ακτινικές και μη ακτινικές ταλαντώσεις με περίοδο από 3 ως 7 ώρες και πλάτος από 0.01 ως 0.3 μεγέθη στο ορατό. Ο ακριβής μηχανισμός που οδηγεί τις ταλαντώσεις αυτών των αστέρων δεν είναι γνωστός.

Mira

Οι αστέρες τύπου Mira είναι και γνωστοί ως μακροπερίοδοι μεταβλητοί. Είναι ερυθροί Γίγαντες που εκτελούν ακτινικές ταλαντώσεις με περιόδους από 80 ως 1000 μέρες και διακύμανση της λαμπρότητας από 2.5 ως 11 μεγέθη. Έχουν φασματικούς τύπους M, C και S και είναι άστρα με μάζα μερικών ηλιακών μαζών. Συνήθως οι αστέρες πληθυσμού Ι έχουν περιόδους μεγαλύτερες των 200 ημερών, ενώ οι αστέρες πληθυσμού ΙΙ έχουν περιόδους μικρότερες των 200 ημερών. Τα άστρα αυτά μπορούμε να θεωρήσουμε ότι έχουν έναν σχεδόν συμπαγή πυρήνα και ένα τεράστιο εξωτερικό κέλυφος που κάνει την ταλάντωση. Η τόσο μεγάλη τους περίοδος οφείλεται στην πολύ μικρότερή τους μέση πυκνότητα, αφού είναι ουσιαστικά άστρα τα οποία έχουν αυξήσει μέχρι και 100 φορές την ακτίνα τους. Μερικές φορές παρατηρούνται ενδείξεις μη κανονικότητας στην μεταβολή της λαμπρότητάς τους και υπάρχουν μοντέλα που προτείνουν την ύπαρξη ντετερμινιστικού χάους.

RV Tauri

Οι αστέρες τύπου RV Tauri είναι η τελευταία βασική κατηγορία παλλόμενων μεταβλητών αστέρων. Είναι παλλόμενοι Γίγαντες φασματικού τύπου από G ως K με σχετικά μεγάλη λαμπρότητα. Είναι κυρίως άστρα πληθυσμού ΙΙ. Εκτελούν ακτινικές ταλαντώσεις και έχουν χαρακτηριστική διακύμανση λαμπρότητας. Οι περίοδοί τους κυμαίνονται από 30 ως 150 ημέρες και η μεταβολή της λαμπρότητάς τους φτάνει μέχρι και τα 3 με 4 μεγέθη. Η θέση τους στο διάγραμμα H-R είναι κάπου ανάμεσα στους Κηφείδες και τους αστέρες τύπου Mira. Κάποιοι πιστεύουν ότι αυτού του τύπου τα άστρα είναι η μικρής μάζας συνιστώσα των άστρων τύπου Mira στο μεταβατικό στάδιο από τον κλάδο των Γιγάντων στους λευκούς Νάνους.

Μηχανισμός ταλάντωσης

Όπως αναφέραμε και παραπάνω, καθώς εξελίσσεται ένας αστέρας φεύγει από την κύρια ακολουθία. Στην τροχιά που ακολουθεί στο διάγραμμα H-R μπορεί να συναντήσει κάποια περιοχή αστάθειας. Μπαίνοντας στην περιοχή αστάθειας ο αστέρας αρχίζει να ταλαντώνεται και η ταλάντωση τροφοδοτείται μέχρι ο αστέρας να βγει από την περιοχή της αστάθειας. Αυτό που προκαλεί την μεταβλητότητα στον αστέρα είναι η ταλάντωση. Για την μελέτη των ταλαντώσεων των αστέρων θα πρέπει να μελετήσουμε διαταραχές γύρω από την ισορροπία. Θα θεωρήσουμε δηλαδή διαταραχές των μεγεθών που περιγράφουν την κατάσταση του άστρου και θα προσπαθήσουμε να μελετήσουμε τα χαρακτηριστικά των διαταραχών.

Μπορούμε να βγάλουμε κάποια ποιοτικά συμπεράσματα για τις αστρικές ταλαντώσεις από μια ποιοτική ανάλυση των μέσων τιμών των μεγεθών που περιγράφουν την δομή ενός άστρου χωρίς να χρειαστεί να μελετήσουμε με αυστηρότητα τις διαταραχές από την ισορροπία ενός αστρικού μοντέλου. Θεωρούμε λοιπόν ότι το άστρο μας χαρακτηρίζεται από τα μεγέθη

ολική μάζα του άστρου
ακτίνα του άστρου
μέση πυκνότητα του άστρου
μέση πίεση στο εσωτερικό του άστρου
μέσος αδιαβατικός εκθέτης
Έτσι στο εσωτερικό του άστρου στην κατάσταση ισορροπίας έχουμε δύο δυνάμεις που αλληλοεξουδετερώνονται. Οι δυνάμεις αυτές είναι η μέση άνωση και το μέσο βάρος που είναι




Αν τώρα θεωρήσουμε μια ακτινική διαταραχή στην οποία η επιφάνεια του άστρου από την ακτίνα R έχει πάει στην ακτίνα R+δR τότε θα έχουμε διαταραχή στην μέση πυκνότητα και στην μέση πίεση που θα είναι




Έτσι η αντίστοιχη αλλαγή στις δυνάμεις θα είναι




Η δύναμη επαναφοράς της διαταραχής με βάση τα παραπάνω είναι


και έχει ως αποτέλεσμα την δημιουργία επιτάχυνσης που θα είναι . Από τη σχέση αυτή και αν πάρουμε υπόψη μας ότι έχουμε τελικά την σχέση



Η σχέση αυτή ορίζει την συχνότητα του βασικού κανονικού τρόπου ταλάντωσης του άστρου



Η σχέση για την συχνότητα των ακτινικών ταλαντώσεων στην οποία καταλήξαμε βλέπουμε ότι έχει κάποια ενδιαφέροντα χαρακτηριστικά. Βλέπουμε λοιπόν ότι μας δίνει μια σχέση περιόδου-πυκνότητας της μορφής (πράγμα το οποίο χρησιμοποιήσαμε για να βγάλουμε την σχέση περιόδου-λαμπρότητας των Κηφείδων) και επιπλέον μας δίνει μια συγκεκριμένης μορφής εξάρτηση της συχνότητας από τον μέσο αδιαβατικό εκθέτη. Βλέπουμε λοιπόν ότι όσο ο μέσος αδιαβατικός εκθέτης είναι μεγαλύτερος από τότε το άστρο είναι δυναμικά ευσταθές και οι διαταραχές οδηγούν σε αρμονικές ταλαντώσεις ενώ αν ο μέσος αδιαβατικός εκθέτης γίνει μικρότερος από τότε το άστρο είναι δυναμικά ασταθές σε διαταραχές με αποτέλεσμα οι διαταραχές να αυξάνουν εκθετικά. Αν ο μέσος αδιαβατικός εκθέτης είναι τότε το άστρο βρίσκεται σε αδιάφορη ισορροπία. Αυτά τα δύο βασικά χαρακτηριστικά που παρήγαγε αυτό το ποιοτικό μοντέλο παραμένουν και στις πιο αυστηρές αναλύσεις των ακτινικών ταλαντώσεων.

Βιβλιογραφία

Εξωτερικοί σύνδεσμοι