משתנה קפאידי – הבדלי גרסאות
תוכן שנמחק תוכן שנוסף
מ בוט משנה: tr:Sefe değişeni |
הסבר מחזור התאורה של הקפאידי |
||
שורה 1:
[[תמונה:M100 cepeid.jpg|שמאל|ממוזער|250px|משתנה קפאידי ב[[גלקסיה]] [[M100]]]]
'''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.
בשנת [[1912]] גילתה ה[[אסטרונום|אסטרונומית]] [[הנרייטה ליוויט]] כי קיים קשר בין זמן מחזור בהירות של משתנה קפאידי לבין [[בהירות מוחלטת|הבהירות המוחלטת]] שלו. תגלית זו איפשרה את השימוש במשתנים קפאידים כ[[נר תקני|נרות תקניים]] למדידת מרחקים ביקום, דבר שאיפשר (בזכות הבוהק הגבוה שלהם) להרחיב את מדידת המרחקים לטווחים גדולים יותר.
שורה 8:
הקשר בין זמן המחזור של קפאיד לבוהק המוחלט שלו נתון על ידי הנוסחה האמפירית <math>M_a=-2.81 log(C) - 1.43</math> כשזמן המחזור C נתון בימים. במיכשור הקיים בימינו (2006) ניתן לזהות משתנים קפאידים ב[[גלקסיה|גלקסיות]] במרחק של 60 מיליון [[שנת אור|שנות אור]].
כיום מקובל להניח שקפאידים הם כוכבי ענק שנמצאים בשלבים האחרונים של חייהם. כוכבים אלו סיימו את תקופת [[הסדרה הראשית]] בחייהם ומקיימים [[היתוך גרעיני]] של [[הליום]] בליבתם
ההסבר למחזור התאורה של הקפאיד הוא - הליום כפול-יינון (כלומר שאיבד 2 אלקטרונים) אטום לאור יחסית להליום מיונן רגיל (שאיבד רק אלקטרון אחד). כמות ההליום כפול-הינון עולה עם הטמפרטורה. בחלק העמום ביותר של מחזור התאורה, הליום כפול-יינון בשיכבה החיצונית של הכוכב חוסם חלק מאור הכוכב, מתחמם ומתחיל להתפשט כלפי חוץ.
הדבר גורם לקירור ההליום כפול-הינון והפיכתו להליום מיונן רגיל, שמאפשר לאור הכוכב לעברו דרכו - זהו החלק המואר ביותר במחזור התאורה של הכוכב. קירור ההליום גורם לדחיסתו שוב כלפי פני הכוכב, שם הוא מתחמם עובר ינון נוסף והמחזור מתחיל מחדש. לדלתא בקפאוס, למשל, מחזור של 5.36634 ימים.
==קישורים חיצוניים==
| |||