אדיבות וויקיפדיה
בשנת 1595, הבחין אסטרונום חובב כומר לותרני דוד פבריציוס כי כוכב בהיר בקבוצת הכוכבים Cetus (מפלצת הים) החוויר. לאחר חודשיים הוא לא נראה בשמים. פבריציוס נדהם כשהכוכב התאושש וחזר אל זוהרו הקודם כמה חודשים לאחר מכן. הכוכב, הנקרא מירה (כלומר נהדר), והוא משנה את בהירותו במשך 11 חודשים. זו היתה התגלית הראשונה של כוכב משתנה. כמעט מאתיים שנה מאוחר יותר, האסטרונום האנגלי בן ה -17, ג'ון גודריקה, גילה שינויים בהירות הכוכב שנקרא אלגול. בעודו עדיין נער, גודריקה מצא כי דלתא קפאוס משתנה במשך 5 ימים 8 שעות. החברה המלכותית של לונדון העניקה לו מדליה על עבודתו. התגלית הזו הייתה ראשיתה של קריירה קצרה אך מבריקה. גודריקה נולד חירש ולא היה מסוגל לדבר, בעידן שבו רוב החירשים-אילמים הוסתרו בבית-חולים לחולי נפש. מותו הטראגי נבע מסקרנותו המדעית, הוא חטף דלקת ריאות תוך התבוננות בדלתא קפאוס ומת בגיל 21.
גם פבריסיוס וגם גודריקה ראו כוכבים משתנים; כוכבים המשתנים בהירות בסולם זמן של שעות עד שנים. השינוי בבהירות הכוכבים יכול לנבוע ממספר גורמים שונים. כמה כוכבים, כלול אלגול, נמצאים במערכות בינאריות, במערכת זו כוכב אחד סובב סביב כוכב אחר לעיתים לפניו ולעיתים מאחוריו, כך שאנו צופים בכמויות אור משתנות המגיעות ממערכת זו. במקרים אחרים, כגון מירה, הכוכב משתנה באופן מהותי. בשל מגוון רחב של סיבות, כוכבים יכולים להיות בלתי יציבים, לפעום או להתלקח. הכוכבים המשתנים נמצאים בכל שלבי התפתחות הכוכבים, אך רובם ממוקמים בשני תחומים של דיאגרמת HR: בתחום צר שנקרא רצועת חוסר היציבות. רצועה זו כוללת גמדים לבנים פועמים, RR Lyraes ומשתנים קפאידים. בנוסף, הכוכבים הענקיים האדומים נוטים אף הם להיות בלתי יציבים ופועמים בדרכים שונות.
מדוע כוכבים מסוימים משתנים? ראינו כי הכוכבים בסדרה הראשית, כמו השמש, יציבים ואינם משתנים, למעט כמה חריגים. הכוכבים בסדרה הראשית נמצאים במצב של שיווי משקל הידרוסטטי – הלחץ כלפי חוץ וכוח הכבידה כלפי פנים נמצאים באיזון בכל נקודה לאורך רדיוס הכוכב. האנרגיה של הכוכב זורמת בצורה חלקה דרך המערכת המאוזנת. ניתן לחשוב על כוכבים יציבים כעל תרמוסטט אם אתה דחוס כוכב בסדרה הראשית, הצפיפות והלחץ יעלו, וכתוצאה מכך קצב התגובה הגרעיני גדל כנגד הדחיסה. כל עוד האנרגיה זורמת בצורה חלקה ובקלות מתוך הכוכב, שיווי המשקל הזה נשמר.
כוכבים ענקיים שמגיעים אל רצועת חוסר היציבות נעשים בלתי מאוזנים משום שאטמוספרה שלהם מהווה מלכודות לחלק מהאנרגיה שמקורה בליבה. כאשר האנרגיה נעצרת בדרך זו, השכבות החיצוניות מתחממות ומתרחבות. ההתרחבות גורמת לקירור הגז, וכך הלחץ קטן ומאפשר כוח המשיכה לדחוס את השכבות החיצוניות שוב. הגז החדש שנדחס שוב מגביר את ייצור האנרגיה, וכך מתחיל מחזור חדש. הפעימה אינה נגרמת בשל שינוי בשיעור שהאנרגיה שנוצרת בליבת הכוכב; אלא נגרמת על ידי שינוי בשיעור כי האנרגיה היכולה להיפלט מהכוכב. ניתן לחשוב על מחבת רותחת שעליה מונח מכסה. המכסה, שומר על אדים וגורם לעלית הלחץ מתחתיו. בשלב מסוים כשהלחץ יגבר, המכסה יתרומם קצת וישחרר את האדים. לאחר מכן המכסה ישוב למקומו, הלחץ יגבר והמחזור בשינויי הלחץ ותנועת המכסה ימשך. אך שינויים אלה אינם משפיעים על קצב האנרגיה זורמת אל המים מהלהבה שמתחתם, שנותר קבע.
באדיבות וויקיפדיה
מה קובע את זמן המחזור של כוכב? בדיוק כמו פעמון (או כל חפץ אחר), לכל כוכב יש תדירות או פרק זמן שבו הוא נוטה לרטוט בתגובה להפרעה. בדיוק כמו שגובה הצליל של פעמון משתנה עם שינוי גודלו, כך זמן המחזור של כוכב משתנה עם השינוי בצפיפות הכוכב. ג 'ון גודריק גילה את המשתנה הקפאידי. לקפאידים יש שינויים קבועים בבהירות, עם זמן מחזור מ 1 עד 50 ימים. (פולריס הוא למעשה משתנה של קפאיד. שייקספיר קיבל רישיון אמנותי כשהכריז שעל אהבה להיות "קבועה כמו כוכב הצפון"). כוכבי RR ליירה משתנים בזמני מחזור שבין שעה ועד יום. באשר לכוכבים הנמצאים מחוץ לרצועת חוסר היציבות, לא תמיד ברור מה הגורם לשינויים בבהירותם. מנגנון הפעימה המדויק שמאחורי כוכבים כמו מירה, למשל, עדיין לא הובן לחלוטין.
הקפאידים ו- RR לירה חשובים משתי סיבות. ראשית, מכיוון שהשינויים אצלם קבועים, כוכבים אלה מובנים קצת יותר מאשר כוכבים ששינויים בהירותם אינם ניתנים לחיזוי (הנקראים משתנים לא סדירים). שנית, וחשוב יותר, תקופה השינוי בבהירות של כל קפאיד נמצאת ביחס ישר עם בהירות הממוצעת שלו. קשר זה התגלה בשנת 1912 על ידי אחת האסטרונומיות המפורסמות ביותר, הנרייטה ס. ליוויט, אשר מדדה מאות תמונות של משתנים קפאידים בשנים הראשונות של המאה הזאת במצפה הרווארד. שני המשתנים: קפאידים ו- RR ליירה נמצאו בסופו של דבר כבעלי קשר ברור עם זמן המחזור שלהם. מערכת יחסים זו מאפשרת לאסטרונומים לקבוע את הזוהר של כל קפאיד בכל מרחק, פשוט על ידי מדידת זמן המחזור. עובדה זו הובילה לשיטה חדשה במדידת מרחקים אל כוכבים: ניתן למצוא משתנה קפאידי או RR Lyrae, למדוד את זמן המחזור שלהם ומכאן למצוא את הנגיהות שלהם, ואז למדוד את הבהירות הנראית ולחשב את המרחק על ידי השוואה בין הבהירות לבין הנגיהות.
Author: Chris Impey