متغير قيفاوي

النجم المتغير القيفاوي ( يُلفظ /ˈsɛfi.ɪd/ ، ˈsiːfi- / ) هو نوع من النجوم المتغيرة التي تنبض شعاعيًا ، ويتغير قطرها ودرجة حرارتها. يتغير سطوعها ، بفترة استقرار محددة (عادةً من 1 إلى 100 يوم) وسعة محددة. تُعد النجوم القيفاوية معايير كونية مهمة لتقدير المسافات بين المجرات وخارجها ؛ إذ توجد علاقة طردية قوية بين لمعان النجم المتغير القيفاوي وفترة نبضه .

اكتُشفت هذه الخاصية المميزة للنجوم القيفاوية الكلاسيكية عام ١٩٠٨ على يد هنرييتا سوان ليفيت، أثناء دراستها لآلاف النجوم المتغيرة في سحابتي ماجلان . يُحدد هذا الاكتشاف اللمعان الحقيقي للنجم القيفاوي من خلال رصد فترة نبضه. وبالتالي، يُمكن تحديد بُعد النجم بمقارنة لمعانه المعروف بسطوعه المرصود، والذي يُعاير بالرصد المباشر لمسافة اختلاف المنظر لأقرب النجوم القيفاوية، مثل RS Puppis و Polaris .

تتغير سطوع النجوم المتغيرة من نوع سيفيد نتيجة لآلية كابا [ ^{1 ] [ 2 ] ،} التي تحدث عندما تزداد عتامة الغلاف الجوي للنجم مع ارتفاع درجة الحرارة بدلاً من أن تنخفض ^{[ 3 ]} . يُعتقد أن الغاز الرئيسي المؤثر هو الهيليوم . وبناءً على هذا التحليل، فإن دورة سيفيد مدفوعة بحقيقة أن الهيليوم المتأين ثنائيًا ، وهو الشكل الموجود عند درجات الحرارة العالية، يكون أكثر عتامة من الهيليوم المتأين أحاديًا. ونتيجة لذلك، تتناوب الطبقة الخارجية للنجم بين الانضغاط والتمدد: يؤدي الانضغاط إلى تسخين الهيليوم حتى يصبح متأينًا ثنائيًا. وتتسبب عتامة الهيليوم عند تأينه ثنائيًا في امتصاصه حرارة كافية للتمدد، ثم يبرد حتى يصبح متأينًا أحاديًا مرة أخرى، وبسبب شفافيته عند تأينه أحاديًا، يبرد حتى ينهار. وتصبح النجوم المتغيرة من نوع سيفيد في أضعف حالاتها خلال الجزء من الدورة الذي يكون فيه الهيليوم متأينًا ثنائيًا.

مصطلح Cepheid مشتق من نجم دلتا قيفاوس في كوكبة قيفاوس ، والذي كان أحد الاكتشافات المبكرة.

في العاشر من سبتمبر عام ١٧٨٤، رصد إدوارد بيغوت تغير سطوع نجم إيتا العقاب ، أول نجم معروف من فئة المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية. ^{[ ٤ ]} وبعد بضعة أشهر، اكتشف جون غودريك أن النجم الذي سُميت المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية باسمه، دلتا قيفاوي ، متغير أيضًا. ^{[ ٥ ]} وبحلول نهاية القرن التاسع عشر، ازداد عدد المتغيرات المشابهة إلى عشرات، وأُطلق عليها اسم فئة المتغيرات القيفاوية. ^{[ ٦ ]} عُرفت معظم المتغيرات القيفاوية من خلال أشكال منحنيات الضوء المميزة، والتي تتميز بزيادة سريعة في السطوع ووجود حدبة، بينما عُرفت بعض المتغيرات ذات منحنيات الضوء الأكثر تناظرًا باسم الجوزاء، نسبةً إلى النجم النموذجي زيتا الجوزاء . ^{[ ٧ ]}

اكتشفت هنرييتا سوان ليفيت عام 1908 علاقة بين دورة سطوع النجوم المتغيرة القيفاوية الكلاسيكية ولمعانها ، وذلك خلال دراسة أجرتها على آلاف النجوم المتغيرة في سحابتي ماجلان . ^{[ 8 ]} ونشرت نتائجها عام 1912 مع أدلة إضافية. ^{[ 9 ]} وُجد أن النجوم المتغيرة القيفاوية تُظهر تغيرًا في السرعة الشعاعية بنفس دورة تغير لمعانها، وقد فُسِّر ذلك في البداية على أنه دليل على أن هذه النجوم جزء من نظام ثنائي . إلا أنه في عام 1914، أثبت هارلو شابلي ضرورة التخلي عن هذه الفكرة. ^{[ 10 ]} وبعد عامين، اكتشف شابلي وآخرون أن النجوم المتغيرة القيفاوية تُغير أنواعها الطيفية خلال دورة سطوعها. ^{[ 11 ]}

في عام 1913، حاول إينار هرتزبرونغ تحديد المسافات إلى 13 نجمًا قيفاويًا باستخدام حركتها في السماء. ^{[ 12 ]} (وقد تطلبت نتائجه لاحقًا مراجعة). في عام 1918، استخدم هارلو شابلي النجوم القيفاوية لوضع قيود أولية على حجم وشكل مجرة ​​درب التبانة وموقع الشمس فيها. ^{[ 13 ]} في عام 1924، حدد إدوين هابل المسافة إلى المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية في مجرة ​​أندروميدا ، التي كانت تُعرف آنذاك باسم " سديم أندروميدا "، وأظهر أن هذه المتغيرات ليست جزءًا من مجرة ​​درب التبانة. حسم اكتشاف هابل المسألة التي أثيرت في " النقاش الكبير " حول ما إذا كانت مجرة ​​درب التبانة تمثل الكون بأكمله أم أنها مجرد واحدة من مجرات عديدة في الكون. ^{[ 14 ]}

في عام 1929، صاغ هابل وميلتون إل. هوماسون ما يُعرف الآن بقانون هابل، وذلك بدمج مسافات النجوم المتغيرة قيفاوية إلى عدة مجرات مع قياسات فيستو سليفر لسرعة ابتعاد تلك المجرات عنا. واكتشفا أن الكون يتوسع ، مؤكدين بذلك نظريات جورج لومتر . ^{[ 15 ]}

في منتصف القرن العشرين، حُلّت مشكلاتٌ جوهريةٌ في مقياس المسافة الفلكية بتقسيم المتغيرات القيفاوية إلى فئاتٍ مختلفةٍ ذات خصائصَ متباينةٍ للغاية. في أربعينيات القرن العشرين، ميّز والتر باد مجموعتين منفصلتين من المتغيرات القيفاوية (الكلاسيكية والنوع الثاني). المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية هي نجومٌ أصغر سنًا وأكثر كتلةً من المجموعة الأولى، بينما المتغيرات القيفاوية من النوع الثاني هي نجومٌ أقدم وأقل سطوعًا من المجموعة الثانية. ^{[ 17 ]} تتبع المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية والنوع الثاني علاقاتٍ مختلفةً بين الدورة واللمعان. يبلغ متوسط ​​لمعان المتغيرات القيفاوية من النوع الثاني حوالي 1.5 قدرٍ ظاهريٍّ أقل من المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية (لكنها لا تزال أكثر سطوعًا من نجوم RR Lyrae). أدّى اكتشاف باد الرائد إلى مضاعفة المسافة إلى مجرة ​​أندروميدا (M31)، ومقياس المسافة خارج المجرة. ^{[ 18 ] [ 19 ]} تمّ التعرّف على نجوم RR Lyrae، التي كانت تُعرف آنذاك باسم متغيرات العنقود، في وقتٍ مبكرٍ نسبيًا كفئةٍ منفصلةٍ من المتغيرات، ويعود ذلك جزئيًا إلى دوراتها القصيرة. ^{[ 20 ] [ 21 ]}

اقترح آرثر ستانلي إدينجتون ^{[ 22 ]} (الذي كتب بإسهاب عن ديناميكيات النجوم المتغيرة من نوع سيفيد) آلية نبض النجوم كمحرك حراري في عام 1917، ولكن لم يتم تحديد الهيليوم المتأين كصمام محتمل لهذا المحرك إلا في عام 1953 على يد إس. إيه. زيفاكين . ^{[ 23 ]}

تُقسّم المتغيرات القيفاوية إلى فئتين فرعيتين تختلفان اختلافًا ملحوظًا في الكتلة والعمر والتاريخ التطوري: المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية والمتغيرات القيفاوية من النوع الثاني . أما متغيرات دلتا سكيوتي فهي نجوم من النوع A تقع على التسلسل الرئيسي أو بالقرب منه عند الطرف السفلي لشريط عدم الاستقرار، وكانت تُعرف في الأصل باسم المتغيرات القيفاوية القزمة. تتميز متغيرات RR Lyrae بفترات قصيرة وتقع على شريط عدم الاستقرار عند تقاطعه مع الفرع الأفقي . لا تُصنّف متغيرات دلتا سكيوتي ومتغيرات RR Lyrae عمومًا ضمن المتغيرات القيفاوية، على الرغم من أن نبضاتها تنشأ من آلية كابا نفسها لتأين الهيليوم .

سيفيدات كلاسيكية

تخضع متغيرات القيفاويات الكلاسيكية (المعروفة أيضًا باسم متغيرات القيفاويات من النوع الأول، أو متغيرات دلتا القيفاويات) لنبضات منتظمة للغاية تتراوح فتراتها بين أيام وشهور. تُعد متغيرات القيفاويات الكلاسيكية نجومًا متغيرة من النوع الأول، وهي أكبر كتلةً من الشمس بمقدار 4 إلى 20 مرة، ^{[ 24 ]} وتصل إضاءتها إلى 100,000 مرة. ^{[ 25 ]} تُصنف هذه المتغيرات ضمن العمالقة الصفراء الساطعة والعمالقة الفائقة من الفئة الطيفية F6 – K2، ويتغير نصف قطرها بملايين الكيلومترات (حوالي 25% لمتغيرات I Carinae ذات الفترات الأطول ) خلال دورة النبض. ^{[ 26 ]}

تُستخدم النجوم القيفاوية الكلاسيكية لتحديد المسافات إلى المجرات داخل المجموعة المحلية وخارجها، وهي وسيلة لتحديد ثابت هابل . ^{[ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]} كما استُخدمت النجوم القيفاوية الكلاسيكية لتوضيح العديد من خصائص مجرة ​​درب التبانة، مثل ارتفاع الشمس فوق مستوى المجرة وبنيتها الحلزونية المحلية. ^{[ 32 ]}

غالباً ما يتم فصل مجموعة من النجوم القيفاوية الكلاسيكية ذات السعات الصغيرة والمنحنيات الضوئية الجيبية على أنها نجوم قيفاوية ذات سعة صغيرة أو نجوم قيفاوية من النوع s، والعديد منها ينبض في النغمة التوافقية الأولى.

سيفيدات من النوع الثاني

النجوم المتغيرة من النوع الثاني (وتُسمى أيضًا النجوم المتغيرة من المجموعة الثانية) هي نجوم متغيرة من المجموعة الثانية ، تنبض بفترات تتراوح عادةً بين يوم واحد و50 يومًا. ^{[ 17 ] [ 33 ]} تتميز هذه النجوم عادةً بفقرها بالمعادن ، وقدمها (حوالي 10 مليارات سنة)، وانخفاض كتلتها (حوالي نصف كتلة الشمس). تُقسم النجوم المتغيرة من النوع الثاني إلى عدة مجموعات فرعية حسب فترة دورانها. النجوم ذات الفترات بين يوم واحد و4 أيام تنتمي إلى الفئة الفرعية BL Her ، والنجوم ذات الفترات بين 10 و20 يومًا تنتمي إلى الفئة الفرعية W Virginis ، أما النجوم ذات الفترات التي تزيد عن 20 يومًا فتنتمي إلى الفئة الفرعية RV Tauri . ^{[ 17 ] [ 33 ]}

تُستخدم متغيرات سيفيد من النوع الثاني لتحديد المسافة إلى مركز المجرة ، والتجمعات النجمية الكروية ، والمجرات . ^{[ 32 ] [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ]}

من أبرز أوجه عدم اليقين المرتبطة بمقياس المسافة الكلاسيكي ومقياس المسافة للنجوم المتغيرة من النوع الثاني (Cepheid): طبيعة العلاقة بين الدورية واللمعان في نطاقات التردد المختلفة ، وتأثير المعدنية على كل من نقطة الصفر وميل هذه العلاقات، وتأثيرات التلوث الضوئي (التداخل مع النجوم الأخرى) وقانون الانطفاء المتغير (غير المعروف عادةً) على مسافات النجوم المتغيرة من النوع الثاني. وتُناقش جميع هذه المواضيع بنشاط في الأدبيات العلمية. ^{[ 28 ] [ 25 ] [ 30 ] [ 37 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ]}

أدت هذه المسائل العالقة إلى قيم مُستشهد بها لثابت هابل (المُستنتجة من متغيرات سيفيد الكلاسيكية) تتراوح بين 60  كم/ث/ميجابارسيك و80  كم/ث/ميجابارسيك. ^{[ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ]} ويُعدّ حلّ هذا التباين من أهمّ المشاكل في علم الفلك، إذ يُمكن تحديد المعايير الكونية للكون من خلال توفير قيمة دقيقة لثابت هابل. ^{[ 29 ] [ 31 ]} وقد تضاءلت هذه الشكوك على مرّ السنين، ويعود ذلك جزئيًا إلى اكتشافات مثل RS Puppis .

يُعدّ نجم دلتا سيفاي ذا أهمية خاصة كمعيار لمعايرة العلاقة بين دورة سطوع متغيرات سيفاي، إذ تُعتبر المسافة بينه وبين الأرض من بين أدق المسافات المُحددة لمتغيرات سيفاي، ويعود ذلك جزئيًا إلى انتمائه إلى عنقود نجمي ^{[ 52 ] [ 53 ]} ، وتوفر بيانات دقيقة عن اختلاف المنظر رصدتها تلسكوبات هابل وهيباركوس وجايا الفضائية. ^{[ 54 ]} وتتحسن دقة قياسات مسافة اختلاف المنظر لمتغيرات سيفاي والأجرام الأخرى ضمن نطاق 7500 سنة ضوئية بشكل كبير عند مقارنة صور هابل الملتقطة بفارق ستة أشهر من نقطتين متقابلتين في مدار الأرض. (بين رصدين من هذا النوع يفصل بينهما وحدتان فلكيتان ، سيبدو نجم على بُعد 7500 سنة ضوئية = 2300 فرسخ فلكي ^وكأنه يتحرك بزاوية ² / ₂₃₀₀ ثانية قوسية = 2 × 10⁻⁷ درجة، وهي الحد الأقصى لدقة التلسكوبات المتاحة). ^{[ 55 ]}

يُطلق على التفسير المقبول لنبضات النجوم المتغيرة من نوع سيفيد اسم صمام إدينجتون، ^{[ 1 ] [ 2 ]} أو " آلية كابا "، حيث الحرف اليوناني كابا (κ) هو الرمز المعتاد لعتامة الغاز.

يُعتقد أن الهيليوم هو الغاز الأكثر نشاطًا في هذه العملية. الهيليوم المتأين ثنائيًا (الهيليوم الذي تفتقر ذراته إلى إلكترونين) يكون أكثر عتامة من الهيليوم المتأين أحاديًا. عند تسخين الهيليوم، ترتفع درجة حرارته حتى يصل إلى النقطة التي يحدث عندها التأين المزدوج تلقائيًا ويستمر في جميع أنحاء الطبقة، تمامًا كما يحدث عند اصطدام أنبوب الفلورسنت. في أضعف جزء من دورة النجم القيفاوي، يكون هذا الغاز المتأين في الطبقات الخارجية للنجم معتمًا نسبيًا، وبالتالي يسخن بفعل إشعاع النجم، وبسبب ارتفاع درجة الحرارة، يبدأ بالتمدد. أثناء تمدده، يبرد، لكنه يبقى متأينًا حتى يصل إلى عتبة أخرى لا يمكن عندها استمرار التأين المزدوج، فتصبح الطبقة متأينة أحاديًا، وبالتالي أكثر شفافية، مما يسمح للإشعاع بالهروب. عندئذٍ يتوقف التمدد، وينعكس بفعل جاذبية النجم. يُعتقد أن حالة النجم تتمدد أو تنكمش بفعل ظاهرة التخلف المغناطيسي ^{[ 56 ]} الناتجة عن تأين الهيليوم المزدوج، وتتقلب هذه الحالة باستمرار بين الحالتين، وتنعكس كلما تم تجاوز العتبة العليا أو السفلى. تشبه هذه العملية إلى حد كبير مذبذب الاسترخاء الموجود في الإلكترونيات.

في عام 1879، أثبت أوغست ريتر (1826-1908) أن فترة النبض الشعاعي الأديباتي للكرة المتجانسة ترتبط بجاذبيتها السطحية ونصف قطرها من خلال العلاقة التالية:

$${\displaystyle T=k\,{\sqrt {\frac {R}{g}}}}$$

حيث k ثابت تناسب. الآن، بما أن جاذبية السطح مرتبطة بكتلة الكرة ونصف قطرها من خلال العلاقة التالية:

$${\displaystyle g=k'{\frac {M}{R^{2}}}=k'{\frac {RM}{R^{3}}}=k'R\rho }$$

ويحصل المرء في النهاية على:

$${\displaystyle T{\sqrt {\rho }}=Q}$$

حيث Q ثابت، يسمى ثابت النبض. ^{[ 57 ]}

• تشمل القيفاويات الكلاسيكية: إيتا أكويلاي ، زيتا جيمينوروم ، بيتا دورادوس ، آر تي أوريجاي ، بولاريس ، وكذلك دلتا سيفي .
• النوع الثاني من القيفاويات يشمل: W Virginis و Kappa Pavonis و BL Herculis . ^{[ 58 ]}
• تشمل المتغيرات القيفاوية الشاذة: XZ Ceti ^{[ 59 ]} (نمط النبض التوافقي) ^{[ 60 ]} و BL Boötis .

• أرشيف بيانات قياس الضوء والسرعة الشعاعية لأجرام سيفيد في جامعة ماكماستر
• الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة
• مسحٌ لموقع جامعة وارسو في مرصد لاس كامباناس : تجربة العدسات الجاذبية البصرية OGLE-III (OGLE-III ) - فهرس النجوم المتغيرة
• مرصد ديفيد دنلاب التابع لجامعة تورنتو: قاعدة بيانات النجوم القيفاوية الكلاسيكية المجرية