ستاره متغیر

ستارهٔ متغیّر (به انگلیسی: Variable star) به ستاره ای گفته می شود که به مرحلهٔ ناپایداری رسیده باشد.
علت پایداری یک ستاره خنثی شدن دو اثر متقابل گداخت هسته ای درون هستهٔ ستاره(رو به بالا) و گرانش جرم ستاره (روبه پایین یا متمرکز شدن در یک نقطه) است ستارگان که عمرشان در رشته اصلی به پایان می رسد وارد محدوده ای در نمودار هرتسپرونگ راسل می شوند به نام نوار ناپایداری که در این حالت ابتدا ستاره به دلیل کاهش گداختِ هسته ای درون هسته (که خود معلول اتمام سوخت مجاز یا رسیدن به مرحلهٔ گداخت آهن است) به داخل فرومی ریزد و فشار درون هسته باعث می شود تا ستاره به گداخت عنصر بالاتر هم بپردازد و وقتی تمام شد یا فشار کافی نبود ستاره دوباره رمبیده می شود تا دوباره فشار به اندازه کافی برسد و این چرخه ادامه پیدا خواهد کرد تا ستاره منفجر شود.
این نوع متغیرها جوان و با دورهٔ متناوب ۱تا۷ روز می باشند اما بر خلاف آنچه تصور می شود و نام این ستارگان نشان می دهد، ستارهٔ دلتا قیفاووس اولین متغیر شناخته شده در این گروه نیست و اولین ستارهٔ کشف شده در این خصوص ستارهٔ اتای عقاب است. دورهٔ این گروه بین یک روز تا چند هفته است. از این متغیرها برای اندازه گیری فاصله های دور استفاده می شود، که در نظریات ادوین هابل نقش عمده ای داشته است.
این متغیرها پیر و سفید و داغ و کم جرم می باشند تغییر قدر این ستاره ها ۰٫۲ - ۲ قدر است و دوره شان بین ۰٫۵ و ۲٫۱ روز است و قدر مطلق ثابتی دارند.

ستارۀ متغیّر (variable star)
در اخترشناسی، ستاره ای که درخشش آن به صورت منظم یا غیرمنظم، طی دوره هایی از چند ساعت تا چند ماه یا چند سال تغییر می کند. متغیرهای قیفاووسیبا دوره های چند روزه یا چند هفته ای مرتباً منبسط و منقبض می شوند. ستاره هایی که اندازه و درخشش آن ها در فواصل زمانی با دقت کمتری تغییر می کند عبارت اند از متغیرهای درازدورهازجمله غول سرخمیرا، در صورت فلکیقیطُس، با دوره ای حدود ۳۳۱ روز، و متغیرهای نامنظم، ازجمله برخی از اَبَرغولهای سرخ. متغیرهای فورانیفوران های ناگهانی نور از خود گسیل می کنند. از سطح برخی از آن ها شرارههایی بیرون می آید، در حالی که برخی دیگر، نظیر نواخترها، از انتقال گاز بین یک جفت ستارۀ نزدیک به هم حاصل می شوند. اَبَرنواختراز مرگ انفجاری ستاره پدید می آید. در دوتایی گرفتی، تغییرات نتیجۀ تغییر در خود ستاره نیست، بلکه ناشی از گرفت یک ستاره با ندیمینزدیک به آن است. گونه های متفاوت تغییرپذیری ارتباط نزدیکی با مراحل تحول ستاره ها دارد.
تاریخچه. صرف نظر از چند نواختر، هیچ ستارۀ متغیری تا اواخر قرن ۱۶ رصد نشده بود. در ۱۵۹۶، دیوید فابریسیوس، اخترشناس آلمانی، متوجه متغیر بودن «میرا» شد و اخترشناس انگلیسی، جان گودریک(۱۷۶۴ـ۱۷۸۶)، متغیر کوچک تر اما بسیار منظم دلتا قیفاووسرا کشف کرد (۱۷۸۴). قبل از به کاربردن عکاسی در اخترشناسی در دهه ۱۸۴۰، کمتر از بیست ستارۀ متغیر شناسایی شده بود. کشف ستاره های متغیر با استفاده از عکاسی آسان شد و نورسنجی های فتوالکتریک اخیر توانسته است خَم نورآن ها را با دقت بسیار زیاد ترسیم کند.
دوتایی های گرفتی. از میان ۱۹هزار ستارۀ متغیر شناسایی شده، ۸۰ درصد آن ها متغیرهای ذاتی، و بیست درصد آن ها هم دوتایی های گرفتی یا زوج ستاره هایی اند که بر گرد یکدیگر مدارپیمایی می کنند و نور ترکیب شده آن ها، وقتی یکی موجب گرفت دیگری می شود، اُفت می کند. با اندازه گیری تفصیلی خم نور در سامانه های گرفتی، می توان شناخت زیادی از ساختار آن ها به دست آورد. در مواقعی که سرعت شعاعیهردو ستاره قابل رصد باشد، جرم، قطر، و دمای هر یک از آن ها را می توان به دست آورد. ستارۀ رأس الغولمعروف ترین دوتایی گرفتی است. در ۱۶۶۹، مونتاناریبه تغییرات آن، و در ۱۷۸۲، گودریک به دورۀ منظم ۲.۸۷روزه آن پی برد و به علت آن اشاره کرد. بعضی از دوتایی های گرفتی شامل دو ستاره اند که بسیار نزدیک به هم، بر گرد یکدیگر مدار می پیمایند یا تقریباً با هم در تماس اند. چنین ستاره هایی به علت جاذبۀ گرانشیشان به شدت تغییرشکل یافته به نظر می رسند . دوره های مداری دوتایی های گرفتی از حدود چهار تا ۲۷ ساعت است.
ستاره های متغیر ذاتی. ستاره های متغیر ذاتی به چندین رده تقسیم، و با نام اعضای نمونه شان نام گذاری می شوند. تپش های منظم و نامنظم عامل تغییر نور اکثر متغیرهای شناخته شده با دوره هایی از چنددقیقه تا چندسال است. در کل، تغییر نور در ستاره هایی با دوره های طولانی تر (درازدوره) بیشتر است. رده های متعددی از ستاره های متغیر، که دوره های کوتاه یا متوسطی دارند، شامل متغیرهای قیفاووسی اند که با نام دلتا قیفاووس نامیده می شوند. این ستاره با دورۀ بسیار منظم۵.۳۷ روز، و با تغییر قدر۰.۸ می تپد. بیشینۀ درخشش آن به بیش از دو برابر درخشش کمینه می رسد. دورۀ قیفاووسی ها سه تا پنج روزه است. در ۱۹۱۲، هنریتا لیویترابطۀ بین دوره و درخشش آن ها را نشان داد؛ هرچه دوره طولانی تر باشد، قیفاووسی درخشان تر است. بنا بر این رابطه، با استفاده از دورۀ مشاهده شدۀ هر قیقاووسی بسیار دور، تعیین درخشندگی ذاتی آن ممکن می شود؛ سپس، با درنظر گرفتن درخشندگی ظاهری آن فاصله اش را به دست می آورند. بدین ترتیب قیفاووسی ها برای محاسبۀ فاصلۀ کهکشانهای دوردست اهمیت یافتند. در ۱۹۵۲، در رابطۀ بین دوره و درخشندگی تجدیدنظر شد و فواصل پذیرفته شدۀ کهکشان ها را به دوبرابر رساند. نتیجۀ مستقیم این امر این بود که متغیرهای دبیلیو سُنبله ای و آرآر شلیاقی، آن گونه که پیش از آن تصور می شد، به قیفاووسی ها تعلق ندارند. ستاره های دبلیو سُنبله را گاهی قیفاووسی های گونۀ دوممی نامند، در حالی که آرآر شلیاقی ها متغیرهای قیفاووسی گونه ای با دوره های۰.۳ تا۰.۷ روزند. آنها را گاهی متغیرهای خوشه گونهقلمداد می کنند، زیرا بسیاری از آن ها در خوشه های کروی یافت می شوند. تعداد بسیاری متغیر غول سرخ، با دوره های ۳۰ تا ۱۰۰۰ روز دیده شده اند. ابط الجوزاو میرا مشهورترین نمونه های آن هایند. نام گونۀ جالب توجهی از متغیرهای فورانی از یو وی قیطُسگرفته شده است؛ چنین ستاره هایی هرچند ساعت یا چند روز دچار فوران های نامنظم خفیف و ناگهانی می شوند که با گسیل امواج رادیویی همراه است. نیز ← قیفاووسی، ستارگان متغیرCepheid