ויקיפדיה

משתנה קפאידי – הבדלי גרסאות

עיון אינטראקטיבי בהיסטוריה
→ העריכה הקודמתהעריכה הבאה ←
תוכן שנמחק תוכן שנוסף
חזותיקוד ויקי
הרחבה
עריכה
שורה 1:
[[קובץ:PolarisB.jpg|שמאל|ממוזער|300px|[[כוכב הצפון]] (בקצה העליון של [[הדובה הקטנה]]) הוא המשתנה הקפאידי הקרוב ביותר אלינו, במרחק של 133 פארסק, או 436 שנות אור. התמונות מימין צולמו על ידי [[טלסקופ החלל האבל]].]]
'''משתנה קפאידי''' הוא [[כוכב]] ענק בעל [[בהירות]] ה[[כוכב משתנה|משתנה]] ב[[מחזור (פיזיקה)|מחזור]] קבוע, בתדירות אופיינית המתבטאת ב[[עקומת בהירות]] שונה לכל כוכב. הקטגוריה הזו קרויה על שם הכוכב [[דלתא בקפאוס]], שהוא משתנה קפאידי, אחד הראשונים שהתגלו{{הערה|דלתא ב-קפאוס מתאפיין בידיעה מדויקת יחסית של המרחק אליו, כתוצאה מ[[היסט]] מובחן באופן מיוחד.}}. המשתנים הקפאידים מתאפיינים גם במחזורי בהירות מדויקים מאד.
 
בשנת [[1912]] גילתה ה[[אסטרונום|אסטרונומית]] [[הנרייטה ליוויט]] כי קיים קשר בין זמן מחזור בהירותהבהירות של משתנה קפאידי לבין [[בהירות מוחלטת|הבהירות המוחלטת]] שלו{{הערה|הנרייטה ליוויט, בהיותה חרשת, מצאה עבודה רק כעוזרת בית אצל המדען [[אדוארד פיקרינג]]. מסופר, שפיקרינג פיטר את הגבריםהאנשים שהתרשלו בעבודתםשעבדו אצלו באפיון כוכבים על לוחות צילום, והתרשלו בעבודתם. במקומם הוא שכר לעבודה נשים, ביניהן גם מנקות לשעבר ואף כמה חרשות, כמו ליוויט, בטענה שהן תעשינה עבודה קפדנית יותר. הקבוצה זכתה לשם "ההרמון של פיקרינג", והיא אכן הפיקה עבודה מצויינתמצוינת ותגליות חשובות.}}.
תגלית זו איפשרה את השימוש במשתנים קפאידים כ[[נר תקני|נרות תקניים]] למדידת מרחקים ביקום, דבר שאיפשר (בזכות הבהירות הגדולה שלהם) להרחיב את מדידת המרחקים לטווחים גדוליםשמעבר לשביל החלב. יותר{{הערה|כיום (2013) ניתן לבצע מדידות מרחק באמצעות משתנים קפאידים עד לתחום של כ-1000 [[פארסק|מגה-פארסק]]; גודלו של היקום הנצפה, על פי הערכות חדשות, מוערך בכ-14 גיגה-פארסק{{הערה|[http://iopscience.iop.org/0004-637X/624/2/463/fulltext/ "מפה של היקום"], ב"מגזין האסטרופיזיקלי", 2003}}.
<!-- Gott III, Jurić, Schlegel -->
 
האסטרונום [[אדווין האבל]] גילה ב־[[1923]] משתנים קפאידים ב[[גלקסיית אנדרומדה]]. גילוי זה חשףהראה כישגרמי מדוברשמים אלה נמצאים ב[[גלקסיית אנדרומדה|גלקסיה נוספת]] ל[[שביל החלב]], ולא לב[[ערפילית]] בתוכו{{הערה|. הגילוי גם הביא לסיום את [[הוויכוח הגדול]] בשאלה אם קיימות ביקום גלקסיות נוספותאחרות, עלבנוסף לשביל החלב.}}.
 
הקשר בין זמן המחזור של קפאיד לבוהקמהטיפוס המוחלטהקלאסי (ראו להלן) לבהירות המוחלטת שלו נתון על ידי הנוסחה האמפירית: <math>M_a=-2.81 \log(C) - 1.43</math> כשזמן המחזור C נתון בימים; הבהירות מתקבלת ביחידות של סקלת הבהירות הלוגריתמית.
 
==מנגנון הפעימה של משתנים קפאידים==
כיום מקובלת הסברה, שקפאידים הם כוכבי ענק שנמצאים בשלבים האחרונים של חייהם. כוכבים אלו סיימו את תקופת [[הסדרה הראשית]] בחייהם, והם מקיימים בליבתם [[היתוך גרעיני]] של [[הליום]] ליסודות כבדים יותר.
 
ההסבר המקובל למחזור התאורה של הקפאיד הוא - הליום כפול-יינון (כלומר שאיבד 2 אלקטרונים) אטום לאור, יחסית להליום מיונן רגיל (שאיבד רק אלקטרון אחד). הקרינה מהכוכב מגדילה את כמות ההליום כפול-היינון בשכבה החיצונית של הכוכב, שכולא את האור ומאיץ את תהליך החימום. זהו החלק העמום ביותר של מחזור התאורה. ההליום החם מתפשט, מגדיל את נפחו ומתחיל להתקרר. כתוצאה מכך, הוא הופך להליום מיונן רגיל, שמאפשר לאור הכוכב לעברו דרכו - זהו החלק המואר ביותר במחזור התאורה של הכוכב. בריחת האור גורמת להאצת תהליך הקירור, ולדחיסתו של ההליום שוב כלפי פני הכוכב, שם הוא מתחמם, עובר יינון נוסף, והמחזור מתחיל מחדש{{הערה|גירסה פשטנית של ההסבר הציע ג'ון גודריק (John Goodricke) כבר בשנת 1783, בהיותו בן 19, בעקבות צפייה בכוכב המשתנה [[אלגול]]. בשנת 1917 שיכלל [[ארתור אדינגטון]] את ההסבר, אך רק ב-1953 זיהה סרגיי זבאקין את מנגנון היינון הכפול של הליום.}}. לדלתא בקפאוס, למשל, מחזור "פעימה" של 5.36634 ימים.▼
ההסבר המקובל למחזור התאורה של הקפאיד ידוע בכינוי "השסתום של אדינגטון"{{הערה|גירסה פשטנית של ההסבר הזה הציע ג'ון גודריק (John Goodricke) כבר בשנת 1783, בהיותו בן 19, בעקבות צפייה בכוכב המשתנה [[אלגול]]. בשנת 1917 שיכלל [[ארתור אדינגטון]] את ההסבר והוסיף לו את מנגנון חסימת האור; אך רק ב-1953 זיהה סרגיי זבאקין את מנגנון היינון הכפול של הליום.}}, או "מנגנון Kappa":
 
▲ההסבר המקובל למחזור התאורה של הקפאיד הוא - הליום כפול-יינון (כלומר שאיבד 2 אלקטרונים) אטום לאור, יחסית להליום מיונן רגיל (שאיבד רק אלקטרון אחד). הקרינהפליטת מהכוכבהחום מתוך הכוכב מגדילה את כמות ההליום כפול-היינון בשכבה החיצונית של הכוכב, שכולא את האור ומאיץ את תהליך החימום. זהו החלק העמום ביותר של מחזור התאורה. ההליום החם מתפשט, מגדיל את נפחו ומתחיל להתקרר. כתוצאה מכך, הוא הופך להליום מיונן רגיל, שמאפשר לאור הכוכב לעברולעבור דרכו - זהו החלק המואר ביותר במחזור התאורה של הכוכב. בריחת האור גורמת להאצת תהליך הקירור, ולדחיסתו של ההליום שוב כלפי פני הכוכב, שם הוא מתחמם, עובר יינון נוסף, והמחזור מתחיל מחדש{{הערה|גירסה פשטנית של ההסבר הציע ג'ון גודריק (John Goodricke) כבר בשנת 1783, בהיותו בן 19, בעקבות צפייה בכוכב המשתנה [[אלגול]]. בשנת 1917 שיכלל [[ארתור אדינגטון]] את ההסבר, אך רקלדלתא ב-1953 זיהה סרגיי זבאקין את מנגנון היינון הכפול של הליום.}}. לדלתא בקפאוסקפאוס, למשל, מחזור "פעימה" של 5.36634 ימים.
 
==טיפוסים של משתנים קפאידים==
קיימים סוגים שונים של משתנים קפאידים, וחשוב להבחין ביניהם כדי לדייק בשימוש בנוסחה המתאימה לכל סוג{{הערה|[http://www.caglow.com/info/wtopic/cepheid "משתנים קפאידים"], (באנגלית)}}. להלן הסוגים הידועים:
*קפאידים קלאסיים (או קפאידים מטיפוס I): קפאידים בעלי מחזור סדיר מאד, שבין ימים אחדים לחדשים, עשירים ב"מתכות" (בהקשר של כוכבים, יסודות הכבדים מהליום), ומאסה שבין 4 ל-20 מאסות שמש. משמשים למדידת מרחקים בתוך [[הקבוצה המקומית]] של גלקסיות.
*קפאידים מטיפוס II: משתנים מאוכלוסיה 2, קטנים ועתיקים יותר, פחות עשירים במתכות, ובעלי מחזור שבין 1 ל-50 ימים. משמשים למדידת מרחקים בתוך שביל החלב והגלקסיות הקרובות ביותר{{הערה|ולטר[[ואלטר באדה]] גילה בשנות הב-501954 את ההבחנה בין קפאידים קלאסיים לטיפוס II, ובכך פתר בעיה של חוסר עקביות במדידות שהסתמכו על הראשונים, מפני שהתברר שבהירותם גדולה משחשבו, ועל כן המרחקים אליהם בקירוב כפולים מהידוע עד אז.}}.
*קפאידים ננסיים: משתנים בעלי מחזור טיפוסי של מספר שעות. שימשו למדידת מרחקים ב[[ענן מגלן הגדול]].
*קפאידים אנומליים
 
אוחזר מתוך "https://he.wikipedia.org/wiki/משתנה_קפאידי"