قیفاووسیان و تعیین فاصله
در سال 1908 میلادی یک اخترشناس زن به نام هنریتا لویت به نتیجه جالبی در رابطه میان دوره تناوب قیفاووسی ها وقدر مطلق آنها رسید.
طبق این رابطه متغیرهایی که دوره تناوبشان کوتاه بود اکثرا" کم نور و متغیرهای با دوره تناوب طولانی بسیار درخشان بودند . همه ستارگان قیفاووسی که دارای دوره تناوب یکسانی هستند دارای قدر مطلق یکسانی هم هستند که این خاصیت فوق العاده راهی است بسیار مفید و دقیق برای سنجش درخشندگی واقعی ستارگان بسیار دور دست(بیش از 30 پارسک) و حتی اجتماع های ستاره ای برون کهکشانی .
به طور کلی تر برای به دست آوردن قدر مطلق یک ستاره که بسیار دور نیز هست فقط کافی است دوره تناوب آن را اندازه گرفت که برای اخترشناسان حرفه ای کاری آنچنان سخت نیست. اخترشناسان برای کسب نتیجه بهتر و هر چه دقیقتر داده ها و اطلاعات خود را که از ستاره مورد نظرشان به دست آورده اند را بر روی نمودارها یی (درخشندگی – تناوب) برده و جواب پرسشهای خود را استحصال می کنند. در این نمودارها قدر مطلق یا درخشندگی واقعی بر محور Yها (محور قائم) و دوره تناوب که بر حسب روز است بر محور X ها (محور افقی) رسم می شود .
با به دست آوردن قدر مطلق از طریق دوره تناوب ستاره متغیر می توان حتی فاصله ستاره را نیز که به خاطر دوری زیاد نمی توان از روشهای معمول همچون اختلاف منظر و .... به دست آورد را محاسبه کرده و یا حتی محاسبه فاصله یک ستاره متغیر واقع در کهکشانی ورای کهکشان خودمان که با اینکار حتی فاصله کهکشان تا ما با تقریبی مناسب به دست می آید.
برای این منظور فرمولهایی نیز ابداع شده است که کار محاسبه را آسان می کند.
اگر قدر ظاهری یک ستاره را داشته باشیم و با استفاده از دوره تناوب آن ستاره قدر مطلق ( درخشندگی واقعی) آن را هم محاسبه کنیم می توانیم با جایگذاری در فرمول زیر فاصله آن را به دست آوریم.
Log (DPS)= 1/5(m-M) +1
( لازم به ذکر است عدد 1/5 به معنی یک پنجم است)
در این فرمول m میزان درخشندگی ظاهری (قدر ظاهری) ‚ M درخشندگی واقعی (قدرمطلق) و فاصله (DPS ) بر حسب پارسک است که با جایگذاری تک تک اعداد در این فرمول و بسط جواب آن در جدول لگاریتمی می توان فاصله را به دست آورد.
قدر ظاهری و قدر مطلق اکثر ستارگان را می توان به سهولت به دست آورد(البته برای منجمان حرفه ای) قدر ظاهری یک ستاره را که می توان از طریق گرفتن میانگین قدر های ظاهری آن (برای ستارگان متغیر باید از کمترین و بیشترین قدر میانگین گرفت) و قدر مطلق هم که از روی دوره تناوب آن و با استفاده از منحنی تناوب - درخشندگی مطلق‚ به دست می آید بنابراین می توان فاصله ستاره را تخمین زد.
البته برای تخمین فاصله ستارگان می توان علاوه بر ستارگان متغیر قیفاووسی از ستارگان متغیر RR شلیاقی نیز استفاده کرد بدانگونه که طی پژوهشهای اخترشناسانی همچون (شپلی) و همکارانش این دسته از ستارگان متغیر قدر مطلقی نزدیک به 0 دارند که با دست آوردن قدر ظاهریشان می توان از همان فرمول بالا استفاده کرده و فاصله را محاسبه کرد. از این روش اندازه گیری وقتی استفاده می شود که اجرام مورد محاسبه بیش از 30 پارسک فاصله داشته باشند که یا نمی توان از روشهای دیگر استفاده کرد یا استفاده از روشهای دیگر دقت کمی دارد.
محمد مسعود صحت بخش
