فیزیک کده

طبقات درخشندگیابرغول----------------------->Ia.Iab.Ibغول درخشنده----------------------->IIغول----------------------->IIIزیرغول----------------------->IVرشته اصلی----------------------->Vزیرکوتوله ها و کوتوله ها----------------------->VI, VIIمقیاس قدریهمه ستارگان به شش طبقه روشنایی که قدر نامیده می‌شود، تقسیم شده‌اند. روشنترین ستارگان دارای قدر اول و کم نورترین ستارگان که توسط چشم غیر مسلح قابل روءیت بودند به عنوان ستارگان قدر ششم و بقیه ستارگان داراب قدرهای بین ۱۶ - ۱ هستند. قدر یک ستاره عبارت است از: سنجش لگاریتمی از روشنایی ستارگان ، اگر قدر یک ستاره را با m نمایش دهیم، داریم:ـ (قدر ظاهری) ۲.۵logL + Cte = m-ـ که مقدار ثابت Cte همان صفر مقیاس قدری است.روشنایی ستارهمقدار انرژی تابیده شده از ستاره به واحد سطح زمین را روشنایی یکم ستاره می نامند. مقدار ثابت (صفر مقدار قدری) را طوری انتخابمی‌کنند که قدر ستاره &#۹۴۵; چنگ رومی (Vega) برابر صفر شود. علامت منفی در فرمول نشان می دهد که قدر روشنایی ستاره بالاباشد، دارای قدر پایین خواهد بود.رنگ و اندازه ستارهحرارت یک ستاره را می توان از رنگ آن استنباط کرد. به عبارت دیگر این عمل از روی طیف نشری ستاره تشخیص داده می شود. ستارگان قرمز، نظیر قلب العقرب( آلفای عقرب) به عنوان سردترین، با درجه حرارت سطحی فقط ۳۰۰۰ کلوین ؛ و ستارگان زرد، مانندخورشید دارای حرارت متوسط در حدود ۵۸۰۰۰ کلوین در سطح، و ستارگان سفید نظیر شعرای شامی (آلفای کلب اصغر) با ۷۵۰۰ کوین و ستارگان خیلی داغ آبی رنگ، مانند ستارگان کمربند جبار حرارتشان از ۵۰۰۰۰ کلوین بالاتر است. (برای تبدیل کلوین به مقیاس فارنهایت از فرمول استفاده شود).ستاره شناسان روش مخصوصی برای طبقه بندی ستارگان تدبیر کرده اند که «رده بندی طیفی» نامیده می شود. این روش بر اساستوان و موقعیت خطوط جذبی در خنک ترین (آبی ترین تا قرمزترین) یعنی هفت نوع اصلی طیف شامل O,B,A,F,G,K,M می شوند. هر چند که همه ستارگان درجه حرارت سطحی آن ها بستگی به رنگشان دارد، اما ظاهر و با چشم غیرمسلح اکثر ستارگان سفید به نظر می رسند، زیرا چشم انسان برای تغییرات جزئی رنگ، چندان حساس نمی باشد. ما رنگ های سطحی را فقط در ستارگان قدر یکم یادرخشنده تر تشخیص می دهیم. هر گروه طیفی به چند زیر مجموعه از صفر تا ۹ یعنی از داغ ترین تا سردترین تقسیم بندی شده اند.درخشندگی یک ستاره تابعی از اندازه آن هم می باشد. در حالی که ستارگان داغ تر ذاتاً درخشنده تر، ستارگان خنک تر کم فروغ تر هستند، و پاره ای از ستارگان غول سرد و ابرغول، خیلی درخشنده می شوند، زیرا اندازه آن ها خیلی بزرگ است. روش دیگر در طبقه بندی بر مبنای کلاس تابندگی آن هاست که ستارگان را طبق اندازه شان طبقه بندی می کنند. ستارگان رشته اصلی از نظر درخشندگیممکن است در کلاس Ia , Iab و یا Ib قرار گیرند و کوتوله های سفید کلاس تابندگی شان در VII باشد. طبقه بندی کامل یک ستاره بایدشامل نوع طیف و کلاس تابندگی آن گردد. خورشید زرد رنگ ما در رشته اصلی و از نوع G۲V می باشد.ستارگان چند تایی و متغیربیشتر ستارگان دارای حداقل یک همدم هستند که در این صورت آن ها را ستارگان جفتی (دوتایی) ، سه تایی یا سامانه های چند تایی برحسب تعدادشان می نامند. ستارگان چند تایی از نظر دیدن از درون دوربین دو چشمی و تلسکوپ های کوچک، قشنگ و جالبهستند. سامانه های ستاره ای چند تایی فیزیکی با نیروی گرانش با هم در ارتباط اند و ستارگان درون آن ها به دور هم می چرخند. سامانه های ستاره ای چند تایی اپتیکی با هم ارتباطی ندارند و اغلب با هم دارای فواصل زیادی هستند و فقط به لحاظ این که از نظر ما در یک راستا قرار می گیرد، ظاهراً به هم نزدیک به نظر می رسند. بعضی از سامانه های ستاره ای چند تایی فیزیکی به نام «دوتایی های اسپکتروسکپی» یا «چندتایی» خوانده می شوند، اینها چنان به هم نزدیک اند که نمی شود آن ها را از هم تفکیک نمود. حضور بیش از یک ستاره در یک نقطه را فقط از طریق طیف نور ساطع شده از مجموعه، می توان به طور قاطع درک کرد. نوع دیگر ستارگان دوتایی به نام «دوتایی گرفتی» نامیده می شوند. در چنین سامانه ای یک ستاره به طور متناوب باعث گرفتگی دیگری می گردد.این حالت وقتی اتفاق می افتد که یکی در مدار خود از مقابل دیگری عبور می نماید و باعث کم نور شدن ستاره برای چند ساعتی میگردد.با وجود تغییرات در قدر،«جفتی گرفتی» یک ستاره متغیر واقعی نیست. متغیرها تک ستاره هایی هستند که خروجی نور آن ها واقعاً تغییر می کند. قسمت اصلی آن ها «متغیرهای تپنده» هستند که هم از نظر حرارت و هم قدر( متغیرهای تپنده دارای انواع زیادی هستند) تغییر پیدا می کنند، «متغیرهای فورانی» یعنی ستارگانی که انفجار را تجربه می نمایند، به همراه نواخترها و ابر نواخترها و «متغیرهای چرخشی» ستارگان سرد با لک های تیره بر روی سطح ( مانند لک های خورشیدی) که باعث نقصان در درخشندگی در جهتی می شود که در چرخش خود به طرف ما قرار می گیرد.ستارگان اجرامی هستند آسمانی که دارای منبع انرژی بوده (به سه صورت انرژی گرانشی ، حرارتی و هسته‌ای) و این انرژی را با تابش خود بصورت امواج الکترومغناطیسی خرج می‌کند(از امواج رادیویی تا اشعه گاما)بطور کلی ستارگان دارای مراحل مختلف جنینی ، کودکی و جوانی و پیری هستند. پس از اکتشاف برابری جرم و انرژی توسط انیشتین ، دانشمندان تشخیص دادند، که کلیه ستارگان باید تغییر و تحول یابند. هر ستاره هنگامی که نور (انرژی) پخش می‌کند، مقداری از مادهخویش را مصرف می‌کند. ستارگان همیشگی نیستند، روزی به دنیا آمده‌اند و روزی هم از دنیا خواهند رفت. ستارگان گویهای بزرگی از گاز بسیار گرم هستند که بواسطه نورشان می‌درخشند.در سطح دمای آنها هزاران درجه است و در داخل دمایشان بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی‌تواند به صورتهای جامد یا مایع وجود داشته باشد. گازهایی که ستارگان را تشکیل می‌دهند بسیار غلیظتر از گازهایی هستند که معمولا بر سطح زمین وجود دارند.چگالی فوق العاده زیاد آنها در نتیجه فشارهای عظیمی است که در درون آنها وجود دارد. ستارگان در فضا حرکت می‌کنند، اما حرکت آنها به آسانی مشهود نیست. در یک سال هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی‌توان ردیابی کرد، حتی در هزار سال نیز حرکت قابلملاحظه‌ای در آنها مشهود نمی‌افتد.نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که در هزار سال پیش بود. این ثبات ظاهری در نتیجه فاصله عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد. با این فواصل چندین هزار سال طول خواهد کشید تا تغییر قابل ملاحظه‌ای در نقش ستارگان پدید آید. این ثبات ظاهری مکان ستارگان موجب شده است که نام متداول (ثوابت) به آنها اطلاق شود. اختر فیزیکدانان بر این باورند که در بعضی کهکشانها ، از جمله کهکشان راه شیری ، ستارگان نوزاد بسیاری در حال تولد هستند، افزون بر آن که پژوهشگران اظهار می‌دارند تکامل ، تخریب و محصول نهایی یک ستاره ، به جرم آن بستگی دارد. در واقع سرنوشت نهایی ستاره که تا چه مرحله‌ای از پیشرفت خواهد رسید با جرم ستاره ارتباط مستقیم دارد.ستارگان اصلیستارگان اصلی ، ستارگانی هستند که در نوار باریکی قرار می‌گیرند که از گوشه چپ بالا تا گوشه راست پایین کشیده شده است. ستارگان داغ و نورانی در گوشه چپ بالا و ستارگان سرد و کم نور در گوشه راست پایین جای دارند. ستارگان سری اصلی در حالت تعادل هستند. ستاره‌های آبی ، سفید ، زرد و قرمز در این سری هستند.دمای ستارگان▪ دمای سطح ستارگان داغ آبی رنگ ، ۲۰۰۰۰ درجه کلوین است. آنها بسیار سنگینتر و داغتر هستند.▪ دمای سطح ستارگان سفید در حدود ۹۰۰۰ درجه کلوین است.▪ ستارگان زرد ، سرد هستند و دمایشان به ۶۰۰۰ درجه کلوین می‌رسد.▪ خورشید ما ، یکی از ستارگان زرد سری اصلی است. دما در سطح خورشید ۶۰۰۰ درجه کلوین است. بنابراین انتظار می‌رود که دما در مرکز خورشید به مراتب از ۲x۱۰۶ درجه کلوین بیشتر باشد.▪ ستارگان قرمز ، کوچکترین و سردترین ستارگان اصلی هستند و دمایشان میان ۲۲۰۰ تا ۲۷۰۰ درجه کلوین است.غولها و ابرغولهاغولها و ابرغولها در بیرون سری اصلی جای دارند. آنها بطور غیر معمولی ، پر جرم و نورانی هستند. هسته آنها فرو ریخته و اکنون در لایه‌های بیرونی ستاره ، ماده به انرژی تبدیل می‌شود. رنگ غولها ممکن است قرمز یا زرد باشد. ابرغولها به رنگ سفید ، آبی ، زرد یا قرمز هستند. آنها کمیابتر از غولها هستند.کوتوله‌های سفیدکوتوله‌های سفید نیز در بیرون سری اصلی واقع هستند. آنها کم نور بوده و ماده بسیار فشرده‌ای دارند. شانزده و نیم سانتیمتر مکعب از ماده آنها حدود یک تن جرم دارد. در این ستاره‌ها تغییرات انرژی بسیار کمی صورت می‌گیرد.ستارگان متغیرستارگان متغیر نورانیت متغیری دارند. آنها شامل نواختران و ابر نواختران ، قیقاووسیها و دوتاییهای گرفتگی هستند. نورانیت نواختران و ابر نواختران ناگهان چندین قدر افزایش می‌یابد و سپس به تدریج به حالت اول بر می‌گردد. به نظر می‌رسد که نواختر مرحله‌ای است کهستاره فرو می‌ریزد تا به کوتوله سفید تبدیل شود. ابر نواختران بسیار پر جرم تر از نواختران هستند.برخی از آنها ممکن است بعد از اوج نورانیت ، آنقدر کم نور شوند که دیگر به چشم نیایند. برخی دیگر ، در اثر انفجار ، مقادیر زیادی ماده به فضا می‌پراکنند. سحابی خرچنگ باقیمانده انفجار یکی از ابر نواخترها است. در دو هزار سال گذشته تنها انفجار شش یا هفت ابر نواختر گزارش شده است. قیفاووسیها ستارگان متغیر دیگری هستند که لایه بیرونی آنها بطور متناوب منبسط و منقبض می‌شود.دمای سطح ستاره به هنگام انقباض ، افزایش می‌یابد. اختلاف دما در این حالت از ۷۰۰ تا ۱۲۰۰ درجه کلوین است. قیفاووسیهایی که دوره تناوبشان بلند است، نورانی هستند و برعکس ، آنهایی که دوره تناوب کوتاهتری دارند ، کم نور و کوچک‌اند. از اینرو ، اخترشناسان می‌توانند از دوره تناوب قیفاووسیها به نورانیت واقعی آنها پی‌ببرند و به عنوان مقیاسی برای اندازه گیری فاصله مورد استفاده قرار دهند.دوتاییهای گرفتگیدوتاییهای گرفتگی منظومه‌هایی از دو یا چند ستاره هستند که به دور مرکز جرم مشترکشان می‌گردند. در بیشتر حالتها ، یک ستاره کم نور و کم جرم بوده و ستاره دیگر پر نور و بزرگ است. هنگامی که ستاره کم نور از مقابل ستاره دیگر می‌گذرد، جلو نور آن را می‌گیرد و از اینرو ستاره بزرگ کم نور دیده می‌شود.ستاره های بزرگی که زود می میرندآیا نظریه های موجود درباره شکل گیری انفجارهای ابرنواختری قابل استنادند یا باید درباره آنها تجدیدنظر کرد؟ علل تعدد نظریه برای این پدیده ها کج فهمی علمی است یا ریشه بنیادی دارد؟ انفجار های ابرنواختری به دو دسته کلی تقسیم می شود. بیشتر این انفجارها از نوع دوم محسوب می شود که ستاره مادر آنها دارای جرمی بیش از ۸ برابر جرم خورشید ماست. این ستاره ها علاوه بر آنکه زندگی کوتاه تری نسبت به دیگر ستارگان دارند، مراحل تکامل شان نیز با سرعت بیشتری طی می شود و آن هنگام که زمان مرگ شان فرا می رسد، موجب انفجار هسته یی می شود که اخترشناسان را از گوشه و کنار جهان متوجه خود می سازد و فرصتی را برای آزمایش آموخته ها و پیش بینی هایشان، فراهم می کند. وقتی تمام انرژی این ستاره ها به مصرف رسید، هسته شان متلاشی می شود و نیروی گرانش بسیار زیاد هسته، باعث انبساط ستارهو سرانجام انفجار لایه های بیرونی آن می شود و در پایان کارشان، ستاره یی نوترونی یا یک سیاهچاله غول پیکر از خود باقی میگذارد.اما گونه اول از انفجارها که کمتر هم مشاهده می شود، نسبت به انواع دیگر اجداد متفاوتی دارد که معمولاً از یک کوتوله سفید بسیار پیر و دارای ابعادی حدود هسته خورشید ما یا دیگر ستارگان جوان تشکیل می شود. این ابرنواخترها که در بیشتر موارد از عنصرهای کربنو اکسیژن ساخته شده است، در واقع از همجوشی هسته یی هیدروژن و هلیم در روزهای پایانی عمر کوتوله سفید تشکیل می شود.مواد در این کوتوله ها تحت نیروی بسیار بزرگ گرانشی متراکم شده و به حالت فراغلیظ یا انحطاط می رسد که در واقع کوچک ترین حالتمشاهده شده برای یک مجموعه اتم است. در این حالت انرژی کوانتومی ذرات نیز در مقدار کمینه خود قرار می گیرد. در همین رابطه پروفسور «سوبراهمانیان چاندراسخار» (که نام رصدخانه پرتو ایکس ناسا «چاندرا» از نام او گر فته شده است) ثابت کرد که بیشترین فشار متقابل در برابر نیروی گرانش که از طرف الکترون وارد می شود، دارای یک بیشینه است. این حد که بعدها به حد انحطاط چاندراسخار معروف شد، نشان داد که بیشترین جرمی که یک کوتوله سفید می تواند تحمل کند ۴۴/۱ برابر جرم خورشید است و بیشتر کوتوله ها هم جرمی بسیار کمتر یعنی در حدود ۵/۰ الی ۶/۰ برابر جرم خورشید ما را دارند. این حجم عظیم انرژی رفته رفته به عاملی برای از کار افتادن سیستم سوختی ستاره تبدیل شده و در واقع باعث مرگ تدریجی و سرد کوتوله می شود. ولی چیزی که در سیستم های چندتایی کوتوله ها مشاهده شده است، کمی متفاوت است.اگر یکی از همدم ها به اندازه یی بزرگ باشد که شرایطش به حد چاندراسخار نزدیک شده باشد، دما و چگالی اش با سرعت قابل توجهی افزایش می یابد و باعث جریان یافتن چرخه کربن- کربن می شود. در همین هنگام همدم ستاره که تاکنون تاثیر قابل توجهی در روند زندگی ستاره نداشته است، با تبدیل شدن به یک غول سرخ یا ستاره یی ابرپرجرم، خود را برای مراحل پایانی زندگی آماده میکند و دچار تغییری بنیادی می شود که آینده ستاره را به کلی دستخوش تغییر خواهد کرد. کربن و اکسیژن به عنصرهای سنگین تری مثل سیلیکون، گوگرد، کلسیم، آهن، نیکل و کبالت تبدیل می شوند و همین تعدد عنصرهای تشکیل دهنده، ستاره یی را که به سمت ابرنواختر نوع یک حرکت می کرد، در حد یک ابر عظیم گاز نگه می دارد. نظریه های مختلفی برای آینده این منظومه ها مطرح شده است، اما سرانجام بعد از یک دهه تلاش، جرقه حل این مساله نیز روشن شد.همان طور که گفتیم ستاره همدم، هیدروژن و احتمالاً هلیم خود را طی جریانی از مواد بین دو جرم به کوتوله سفید منتقل می کند. بعد از گذشت زمانی نسبتاً طولانی، جرم موجود در کوتوله از حد چاندراسخار بیشتر می شود. در همین لحظه جریان مواد قطع شده و کوتوله با انفجار ابرنواختری از نوع یک به زندگی خود پایان می دهد و همدمش نیز ناچار است باقی عمر خود را مثل یک ستاره کوچک و عادی سر کند.اما در راه دوم، ممکن است فاصله غول ستاره یی ما از آنچه برای تبادل مواد لازم است، بیشتر باشد یا گرانش ستاره به حد کافی بالا باشد که از فرار لایه های سطحی جلوگیری کند. این مشکل حل نشده ماند تا نوامبر سال ۲۰۰۲. در این سال یک کهکشان گمنام در صورت فلکی حوت توجه همگان را به خود جلب کرد. ابرنواختری موسوم به IC۲۰۰۲ در این صورت فلکی درخشش خود را آغاز کرد و با روشنایی چند برابر ابرنواخترهای معمولی نورافشانی کرد، ولی باز هم از نوع دوم این انفجارها به شمار می آمد. بعد از بررسیطیف آن ستاره در نور مرئی نوار ضخیمی از فلزهای سنگین از قبیل سیلیکون و آهن مشاهده شد. این در حالی بود که تنها عنصرهای کربن و اکسیژن پدیدآورندگان کوتوله ها محسوب می شدند.«ماریو هاموی» از مرکز تحقیقات کارنگی و همکارش متوجه شدند که همدم این کوتوله ها که غول های معمولی یا از رده AGB هستند، مانند دیگر ستارگان می میرند و بنابراین بعد از مرگ آنها تنها چیزی که باقی می ماند، یک سحابی سیاره نما است و در مرکز این سحابی یک کوتوله سفید ایجاد می شود که باز هم به دور همدم خود می گردد، اما این بار در منظومه یی کوتوله یی. آنان با مقایسه حدس هایخود و ابرنواختر IC۲۰۰۲ دریافتند که همدم این کوتوله ها مانند حالت قبل از دست دادن جرم را شروع می کند و با رسیدن به حد چاندراسخار همان مراحل را طی می کند. بعد از چند سال در سال ۲۰۰۵ ابرنواختر نوع اول مشابهی در کهکشان NGC۱۳۷۱ روی داد که ۲۰۰۵KI نامیده شد و رصدخانه فضایی ناسا موسوم به سوئیفت (که در سال ۲۰۰۴ آغاز به کار کرده بود) موج بلندی از پرتوهای ایکس و امواج فرابنفش را از آن ابرنواختر آشکار کرد که نشان می داد این ابرنواختر توسط لایه یی از غبارهای هیدروژنی پوشیده شده است. اما چرا در ابرنواختر IC۲۰۰۲ کوچک ترین نشانه یی از هیدروژن ثبت نشده بود؟ به نظر «اندرو هاول» از دانشگاه تورنتو علت مشاهده نشدن هیدروژن عدم وجود آن نیست. در منظومه های تکی بعد از انفجار، شدت نورهای ساطع شده آن قدر زیاد است که تشخیص عنصرهای محدود در آن غیر ممکن به نظر می رسد، ولی در نمونه ۲۰۰۲ نیز هیدروژن ولو در اشکال مختلف و ابتدایی وجود نداشته است.بعد از چند وقت عکس هایی توسط «لیوی یو» از دانشگاه آدام ریس منتشر شد که در آن قسمتی از کوتوله توسط همدمش پوشیده شده بود. با توجه به این مشاهده احتمال می رود که ستاره همدم بعد از انفجار، از خود دو هسته باقی بگذارد که هسته اول متعلق به خود ستاره و دومی همان کوتوله یی است که توسط همدمش بلعیده شده است. این دو کوتوله سفید دچار گردشی پایدار و ابدی به دوریکدیگر می شوند و مدتی بعد آنقدر فاصله شان کم می شود که به درون هم فروریزش می کنند و کاملاً ناگهانی از حد پایداری چاندراسخار گذشته و ابرنواختری را به وجود می آورند.نظریه یی که تاکنون مطرح شد، مورد قبول ترین توجیه موجود برای این پدیده است ولی اگر این موضوع درست باشد، یک تناقض جزییمطرح می شود. با توجه به مشاهدات، دانشمندان تاکنون بر این باور بودند که درخشش انفجارها به سرعت کاهش می یابد. این مطلببرای جرقه های کوچک و مصنوعی مثل آتش بازی ها یا بمب ها درست است، ولی انفجار های ستاره یی به گونه دیگری ایجاد میشوند. با وجود آنکه انفجارهای ستاره یی خود به خود است، درخششی شدید ایجاد می کند که ضربان اصلی و به عبارت بهتر پالس انفجار، درلحظه های بعدی توسط ابزارهای رادیویی به ثبت می رسد. در نوع ۱A، کربن طی مراحل همجوشی به نیکل ۵۶ تبدیل و بعد از مدت ۱/۶ روز به کبالت ۵۶ تبدیل می شود و ظرف کمتر از دو هفته به قله نورافشانی خود در طول عمرش می رسد. کبالت هم بعد از ۷۷ روز جای خود را به ایزوتوپ ۵۶ آهن می دهد.کوتوله سفید کربن و اکسیژن که تنها ۶/۰ تا ۷/۰ برابر خورشید جرم داشت و در مرحله نیکل سوزی بود، منفجر شد و تمام شواهد نشان داد که باید جزء انفجارهای نوع ۱A قرار بگیرد، ولی درخشش زیادش پذیرش این موضوع را با مشکل مواجه می کرد. این موضوع در هاله یی از ابهام باقی ماند تا کشف ابرنواختر ۲۰۰۳FG که نه تنها ویژگی های ابرنواختر قبلی را حفظ کرد بلکه انتقال به سرخی معادل۲۴۴/۰ داشت و از کهکشان ما فقط یک توده مه آلود بود که سه میلیون سال نوری با ما فاصله داشت و جرقه اش هم ۳/۱ اندازه خورشید و دارای طیف نیکل ۵۶ بود.آیا ممکن است مواد تشکیل دهنده کوتوله طی فرآیند همجوشی جای خود را به نیکل دهند؟ خیر. با توجه به نظریه «هاول» و همکارش«مارک سولیوان» از دانشگاه تورنتو که در واقع گزارشی از شکل گیری ۲۰۰۶FG بود و در نشریه علمی نیچر هم به چاپ رسید، انفجار دررده طیف مرئی و از نوع اول بود که شامل عنصرهای سیلیکون، گوگرد و کلسیم نیز می شد. در عوض اخترشناسان مطمئن اند که انفجاراز یک کوتوله سفید با جرمی دو برابر خورشید بود که از حد چاندراسخار نیز ۵۰ درصد پیشی گرفته بود. رصدهای این کوتوله هم نشان دادکه با شتابی کمتر از حد معمول منفجر می شود و گرانش بیشتری از کوتوله های سفید معمولی به لایه های خارجی وارد می کند. آیا این ابرنواختر، یک فراچاندراسخار و یک استثناست؟در ماه آگوست نظریه یی توسط «هاول» و گروهش از جمهوری چک مطرح شد که بلافاصله با جبهه گیری مجامع مهم نجومی به ویژهگردهمایی اخترشناسان مواجه شد. او در نظریه خود حد چاندراسخار را به ۲/۱ برابر جرم خورشید افزایش داد و اثبات کرد که کوتوله سفید ۴/۱ برابر خورشید کاملاً عادی و محتمل است. ولی با وجود اثبات های ظاهراً قابل قبول، پذیرش این امر نامحتمل به نظر می رسیدو انقلابی را در ستاره شناسی پی ریزی می کرد.به گفته «یو وزلی» از دانشگاه سانتا کروز کالیفرنیا و «دانیل کاسن» از جان هاپکینز، ما تا کنون نمونه های بسیاری از ابرنواخترها را بررسی کرده ایم و با رسم جدول، داده ها و احتمالات وجود چنین کوتوله های سفیدی را که از حد ۴/۱ برابر تجاوز کنند، تقریباً منتفی می دانستیم و توانسته بودیم مدلی را برای درخشش های بالا مطرح کنیم ولی قادر به توجیه نیروی کم خروج از مرکز ۲۰۰۳FG نبودیم، در حالی که می دانستیم نیکل۵۶ بیشتر به معنی انفجار بزرگ تر و شتاب بیشتر است.به هر حال بزرگ ترین سوال مطرح، علت ادامه چرخش کوتوله ها به دور قطب هایشان طی افزایش جرم و تبادل ماده برای رسیدن به دو برابر جرم خورشید است و توجیه منطقی آن توسط تئوری های گوناگون بررسی شده است. حتی اگر تئوری اخیر درست باشد، ممکن است تعریف موجود درباره ابرنواختر و انواع آن مخصوصاً ۱A را به چالش بکشد. البته ممکن است موضوع به این پیچیدگی ها هم نباشد وتوجیه بسیار ساده و واحدی نیز وجود داشته باشد.انفجار ستاره ای۱۸۴۳ می تواند نوع جدیدی از انفجار ستاره باشدتصور موج انفجار سریع از انفجار۱۸۴۳ اتا کارینا(Eta Carinae&#۰۳۹;s ۱۸۴۳)،که امروزه با حرکت آهسته پوسته خارج شده در انفجار حدود ۱۰۰۰ سال پیش به دست آمده،با تولید یک آتش بازی درخشان آشکار کرد که پوسته قدیمی تر گرم و باعث انتشار اشعه های ایکس شد(به رنگ نارنجی).سحابی معروف دو جزئی"کوتوله"،با حرکت کند لایه گاز و ذرات گرد و خاک هم که در انفجار ۱۸۴۳ تولید شد،بیشتر به ستاره می ماند تا یک ابرغول آبی داغ.اتا کارینا بزرگترین، درخشان ترین و شاید بیشترین کهکشان مورد مطالعه قرار گرفته بعد از خورشید،رازی نگه داشته: مشخص شد کهانفجارهای غول پیکر آن به وسیله نوع کاملاً جدیدی از انفجار ستاره ای که ضعیف تر از ابرنواختر است و ستاره را از بین نمی برد انجام شده است.گزارش منتشر شده در۱۱ سپتامبر توسط ناتان اسمیت ستاره شناس،در نشریهNature دانشگاه برکلی کالیفرنیا،پیشنهاد داد که انفجارتاریخی ۱۸۴۳اتا کارینا در واقع انفجاری بود که موج انفجار پایداری شبیه یک ابرنواختر واقعی اما با انرژی کمتری نسبت به آن تولید کرد.این رویداد مستند شده در کهکشان راه شیری ما شاید به یک دسته انفجارهای ستاره ای ضعیف در کهکشان های دیگر مربوط می شودکه در سال های اخیرتوسط جستجوی ابرنواخترهای فراکهکشانی تلسکوپ ها شناخته شده اند.اسمیت،دارنده مدرک فوق دکتری دانشگاه برکلی گفت:نوعی از انفجارهای ستاره ای هست که به علتی که هنوز نمی دانیم از کهکشان های دیگر بیرون می روند،اما اتا کارینا نمونه اصلی است.اتا کارینا (&#۹۵۱; Car)ستاره ای عظیم،داغ و بی ثبات است که تنها در نیمکره جنوبی قابل رؤیت است و در حدود ۷۵۰۰ سال نوری از زمین فاصله دارد و در ناحیه جوان پیدایش ستاره که سحابی کارینا نامیده می شود قرار دارد. درخشان شدن بی اندازه آن در سال ۱۸۴۳ مشاهده شد و منجمان الآن،توده گاز و گرد و غبار حاصل از آن را،که به عنوان سحابی کوتوله می شناسند و کنار ستاره شناوراست،می بینند.لایه خفیفی از بقایای انفجار ابتدایی تری هم که احتمالاً در حدود ۱۰۰۰ سال پیش اتفاق افتاده،قابل رؤیت است.احتمالاً با انحنای شدید ستاره،لایه های گاز و گرد و غبار به آرامی- با سرعت ۶۵۰ کیلومتر در ثانیه (۱.۵ میلیون مایل در ساعت) یا کمتر در مقایسه با لایه انفجاری یک ابرنواختر در حال حرکت هستند.رصدهای اخیر اسمیت با استفاده از تلسکوپ بین المللی ۸ متری برج جنوبی(Gemini South) و تلسکوپ ۴ متری بلانکو(Blanco) در کروتلولو،رصدخانه آمریکای مرکزی در شیلی موارد جدیدی را آشکار کرد:حرکت به شدت سریع رشته های گاز پنج بار سریع تر از حرکت بقایا در سحابی کوتوله،در واقعه ای یکسان از اتا کارینا به جلو رانده شده اند.اسمیت گفت:میزان این جرم در حرکت نسبتاً آهسته سحابی کوتوله پیش از این به طرزی باورکردنی و معقول در شرایط هرچه بیشتر انحنای ستاره ای می توانست طبق قواعد طبیعی عمل کند. مواد سریع تر و پرانرژی تری که او کشف کرد اشکالات بیشتری را در نظریه های فعلی مطرح می کنند.در عوض،سرعت ها و انرژی های درگیر یادآور افزایش سرعت مواد توسط موج انفجار سریع (انفجار) ابرنواختر هستند.سرعت های زیاد در این موج انفجار تقریباً توانست تخمین های اولیه انرژی آزاد شده در انفجار ۱۸۴۳ اتا کارینا را دو برابر کند،حادثه ای که اسمیت گفت تنها یک انفجار سطحی ساده که توسط انحنای ستاره ای انجام شده نبود،اما انفجاری واقعی در ستاره بود که بقایای برخورد را به فضای بین ستاره ای فرستاد.در واقع،موج انفجار پرسرعت الآن در حال برخورد با توده کم سرعت باقی مانده از انفجار ۱۰۰۰ سال قبل و تولید اشعه های ایکس است که به وسیله رصدخانه در حال چرخش چاندرا مشاهده شده.او گفت:این رصدها ما را وادار به تغییر تفسیرهایمان از آنچه در انفجار ۱۸۴۳ رخ داد،کرد. به نظر می رسد که نسبت به یک انحنای پایدار درحال تخلیه لایه های بیرونی،این انفجاری بوده که از داخل ستاره شروع شده و لایه های بیرونی آن را به حرکت درآورده.که این مکانیزم جدید ایجاد انفجارهای این چنینی را تعبیر می کند.اگر اطلاعات اسمیت صحیح باشد،ستاره های مافوق سنگین مثل اتا کارینا ممکن است مقدار زیادی از جرمشان را در انفجارهای دوره ایتخلیه کنند به طوری که قبل از موعد به انتهای زندگی شان نزدیک شوند،با توجه به تحولات عظیم ابرنواختر،ستاره به قطعات ریز تبدیل می شود و یک سیاه چاله به وجود می آورد.انفجاری که موج انفجار با سرعت بالای اطراف اتا کارینا را تولید کرد،بسیار ضعیف تر از انفجار ابرنواختر و شبیه انفجارهای ستاره ای ضعیف بوده- که گاهی اوقات "شبه ابرنواختر"نامیده می شود- که توسط تلسکوپ های رباتیک مستقر در زمین و دیگر جستجو ها براییافتن ابرنواختر در کهکشان های دیگر کشف شده است.اسمیت گفت:این قبیل کاوش ها اصولاً برای جستجوی نوعی ابرنواختر بوده که میتوانست به اخترشناسان کمک کند که سرعت انبساط جهان را دریابند،اما آنها در این مسیر موارد گرانبهای دیگری هم کشف کردند.او گفت:اخترشناسان با نگاه کردن به کهکشان های دیگر،ستاره هایی مثل اتا کارینا را دیده اند که درخشان تر می شوند ولی نه به درخشانی یک ابرنواختر واقعی.ما نمی دانیم آن ها چه هستند.آنچه می تواند یک ستاره را بدون نابودی کامل (ستاره) روشن کند، معمایی دیرپاست.اتا کارینا یک ستاره فوق سنگین نادر در کهکشان ماست،که احتمالاً جرمی ۱۵۰ برابر خورشید داشته.چنین ستارگان بزرگی تنها برای چند میلیون سال به طور درخشان می سوزند،درطول مدت ریزش جرم به همان اندازه نور شدید،لایه های بیرونی ستاره را به سمت انحنای ستاره ای هل می دهد.بعداز سپری شدن ۲ تا ۳ میلیون سال به این شکل اتا کارینا حالا وزنی حدود ۹۰ تا ۱۰۰ (برابر)جرمخورشیدی دارد که به تنهایی حدود ۱۰(برابر) جرم خورشیدی خود را در آخرین انفجار۱۸۴۳ از دست داده.اسمیت گفت:این انفجارات می تواند راه اصلی هرکدام از ستاره های پرجرم برای بیرون ریختن لایه های هیدروژنی بیرونی شان قبل ازمرگشان باشد.اگر اتا کارینا هر هزار سال یا بیشتر قادر به بیرون ریختن ۱۰(برابر)جرم خورشیدی باشد،این یک مکانیزم مؤثر برای از دستدادن بخش بزرگی از ستاره است.اخترشناسان معتقدند که اتا کارینا و دیگر ستاره های بی ثبات درخشان که نزدیک به انتهای زندگیشان هستند،هیدروژن را در هسته های خود به هلیم تبدیل می کنند.اگر آن ها در مرحله ای منفجر شوند که هنوز محفظه ای از هیدروژن در حال تبدیل به هسته هلیومیاست،ابرنواختر حاصل بسیار متفاوت از ستاره ای که قبل از انفجار همه هیدروژنش را بیرون ریخته به نظر خواهد رسید.اسمیت اظهار کرد که هنوز نامشخص است که شبه ابرنواخترها گونه های کاهش یافته ابرنواخترهستند-ابرنواختر ناکامل- یا انواع کاملاً متفاوتی از انفجارها.او گفت:این می تواند سرنخ مهمی برای درک آخرین تغییر و تحولات شدید در زندگی ستارگان پرجرم باشد،با درنظر گرفتن این که اخترشناسان هنوز نمی توانند به درستی سرنوشت ستارگانی که ۳۰ برابر جرم خورشید یا بیشتر وزن دارند را پیش گویی کنند.مشاهدات منتشر شده در نشریه نیچر(Nature) شامل طیف های قابل رؤیت از تلسکوپ بلانکو که بخشی از رصدخانه ملی اخترشناسی نوری ایالت متحده(National Optical Astronomy Observatory ) (NOAO ) است شده و همچنین طیف های مادون قرمز نزدیک گرفته شده به وسیله تلسکوپ برج جنوبی.هردوی این تلسکوپ ها در کوه های اندس شیلی در ارتفاع نزدیک به ۹۰۰۰ پایی از دریا هستند. NOAO و رصدخانه جمینی توسط انجمن دانشگاه ها برای پژوهش نجومی اداره می شوند.فوران ماده از ستاره در حال مرگاین گونه ستارگان عموما سحابی هایی کشیده و طویل ایجاد می کنند.پوسته ی بیرونی ستاره به سمت بیرون رانده شده و به شکل فواره از ستاره خارج می شوند.این فواره ها به شکلی پرپیچ و خم از ستاره به سمت بیرون دفع می شوند و این نشان دهنده ی دوران آرام ستاره به دور خود است.شکل زیر تصور یک تصویرگر از فواره های ماده در اطراف ستاره ی در حال مرگ W۴۳A که توسط میدان مغناطیسی قوی ستاره محدود شده اند.اثر دوران ستاره به دور خود در شکل پر پیچ و خم این فواره ها در تصویر مشخص است.اخترشناسان با استفاده از رادیو تلسکوپ VLBA (مجموعه ای از ده رادیو تلسکوپ در نقاط مختلف دنیا که قطر هر کدام به ۲۵ متر میرسد)به مطالعه ی این ستاره پرداختند و دریافتند که مولکول هایی که از این ستاره ی در حال مرگ خارج می شوند در فواره هایی باریک که توسط میدان مغناطیسی قوی ستاره محدود شده اند قرار گرفته و به سمت بیرون حرکت می کنند.این ستاره (به نام W۴۳A) که در صورت فلکی عقاب قرار دارد ،در مرحله ی تشکیل یک سحابی سیاره نماست.سحابی سیاره نما پوسته ای از گاز درخشان به دور ستاره ی در حال مرگ است که از مواد خارج شده از ستاره تشکیل می شود.در سال ۲۰۰۲ ،اخترشناسان ستاره ای را کشف کردند که مواد را به صورت دو فواره از خود خارج می کرده است.این کشف، گام بزرگی در فهم چگونگی تشکیل سحابی های سیاره نمای کشیده بود."ووتر ولمینگز" از رصدخانه ی "جودرل بنک" در دانشگاه منچستر می گوید:"سوال بعدی این بود که چه پدیده ای در حال محدود کردن این فواره های ماده می باشد.نظریه پردازان ابتدا میدان مغناطیسی را مورد ظن قرار دادند و حالا ،با کشف جدید ، ما اولین مدارک را دال بر اثر میدان مغناطیسی بر این فواره ها در دست داریم."ولمینگز اضافه می کند:"دانشمندان سابقا میدان های مغناطیسی را در فوران های مواد در اطراف کوازار ها و پروتوستار ها تشخیص داده بودند اما مدارک ، نشان دهنده ی تاثیر میدان مغناطیسی بر محدودیت این فواره ها نبوده است.حال ، رصد های انجام شده توسطتلسکوپ VLBA ارتباط مستقیم بین میدان مغناطیسی و این فواره های محدود شده را به وضوح نشان می دهد."دانشمندان با استفاده از تلسکوپ VLBA و بررسی مسیر و قطبش امواج رادیویی ساطع شده از مواد درون فواره ها ،توانستند قدرت و جهت این میدان مغناطیسی را که در اطراف فواره ها قرار داشته و آنها را محدود می کنند ،بدست آورند."فیلیپ دایموند" از رصدخانه ی جودرل بنک می گوید:"رصد های ما،مدل های نظری اخیر را تایید می کنند که بر اساس آنها این فواره های محدود شده توسط میدان مغناطیسی اشکال پیچیده ای را ، که گاها در سحابی سیاره نما دیده می شود ایجاد می کنند."در طول زندگی عادی خود ،ستاره ها مانند خورشید انرژی خود را از واکنش های هسته ای اتم های هیدروژن که در هسته ی آنها رخ می دهد به دست می آورند.به تدریج که این ستاره ها به انتهای زندگی خود نزدیک می شوند ،شروع به پخش و رها کردن لایه های بیرونی خود در فضا می کنند تا در نهایت رمبش کرده و به یک کوتوله ی سفید که در ابعاد زمین است تبدیل می شوند.تابش های شدیدفرابنفش که از کوتوله ی سفید ساطع می شود موجب درخشش گاز های رها شده در فضا و ایجاد یک سحابی سیاره نما می شوند.این دوره ی تبدیل از یک ستاره به سحابی سیاره نما بیش از چند دهه به طول نمی انجامد و در نتیجه ستاره ی W۳۴A فرصت بسیار خوبی برای اخترشناسان است تا این دوره ی کوتاه را مشاهده کنند.با وجود آنکه اکثر ستاره هایی که سحابی های سیاره نما را به وجود می آورند ،خود کروی هستند ،اکثر سحابی های بوجود آمده اینخاصیت را ندارند.در عوض اشکال پیچیده ای را به نمایش می گذارند.مثلا بسیاری ار سحابی های سیاره نما به شکل کشیده و دراز می باشند.رصدهای اولیه از ستاره W۳۴A یکی از شیوه های تشکیل سحابی های کشیده را بر دانشمندان آشکار کرده است.رصد های آینده دانشمندان را یاری خواهد کرد تا شیوه های دیگر تشکیل این فواره ها را بهتر درک کنند.مواد رصد شده که در درون فواره ها قرار داشتند ،در منطقه ای در فاصله ی ۲۰۰ میلیارد کیلومتری از ستاره اصلی واقع شده و در حال تقویت و تابش امواج رادیویی در فرکانس ۲۲ گیگا هرتز می باشند. این مناطق به همان طریقی که لیزر امواج نور مرئی را تقویت میکند ،امواج مایکروویو را قوی تر می سازند و به همین دلیل به "میزر" ها معروفند.رصد های اولیه نشان دادند که این فواره ها به شکلی پرپیچ و خم در حال خروج از ستاره هستند و این واقعیت نشان می دهد که ستاره ی اصلی ، به آرامی دوران می کند.سناریویی برای ابر نو اخترهادانشمندان با بهره‌گیری از تلسکوپ غول پیکر زمینی VLT رصدخانه جنوبی اروپا به شواهد مستقیمی دال بر وجود جریانی ازمواد در اطراف کوتوله سفید (پیش از انفجار) دست یافته‌اند. این شواهد خود دلیلی محکمی برای اثبات نظریه انفجار در سیستم‌های دوتایی است که در آن کوتوله‌های سفید مواد تشکیل دهنده ستارگان غول سرخ را مصرف می‌کنند. ‌ ابر نو اختر‌های نوع Ia همواره معیار‌های بسیار مناسبی برای سنجش فواصل کیهانی و میزان گسترش عالم بوده‌اند، چرا که این دست از ابر نو اختر‌ها بسیار درخشان‌اند، به یکدیگر شباهت دارند و همیشه انفجار‌هایی با شدت یکسان در آنها صورت می‌گیرد. اگرچه که پیشرفت‌های قابلتوجهی در زمینه مطالعه اینگونه از ابر نو اختر‌ها صورت گرفته، اما همواره ماهیت حقیقی آنها در پرده‌ای از ابهام باقی مانده است. بر اساس تئوری‌های کنونی در یک سیستم دوتایی یک کوتوله سفید به دور همدم خود که یک ستاره غول سرخ است می‌گردد و اندک اندک مواد تشکیل دهنده غول سرخ را به درون خود جذب می‌کند، به بیان دیگر در تقابلی دو طرفه کوتوله سفید شروع به بلعیدن ستارههمدم خود می‌نماید. هنگامی که یک کوتوله سفید بیش از ظرفیت معین، مواد تشکیل‌دهنده ستاره همدم دوتایی خود را مصرف کند،توانایی لا‌زم برای نگهداری آنها را نداشته و در نتیجه منفجر می‌شود.ابر نو اختر اس ان ۲۰۰۶ ایکس SN ۶۰۰۲X در فاصله ۷۰ میلیون سال نوری از زمین در کهکشان مارپیچی‌ام ۱۰۰ M منفجر شده است. مشاهداتی که توسط طیف نگار نور مرئی و فرابنفش UVESتلسکوپ غول پیکر ۲/۸ متری رصدخانه ESO در طی چهار ماه صورت گرفته جریانی از مواد را پیش از انفجار به دورستاره کوتوله سفید نشان داده است. این مواد قشری را با گستره متفاوتی (بین ۵/۰ سال نوری و ۳۰۰۰ بار فاصله زمین تا خورشید) در اطراف مرکز انفجار شکل داده‌اند. بررسی‌های دقیق‌تر نشان داد که مقدار مواد اطراف کوتوله سفید با مقدار موادی که ستاره غول سرخ ازدست داده بود برابر است. ‌ به عقیده دانشمندان از آنجا که ذرات‌پس از انفجار ابر نو اختری با سرعتی برابر ۵۰ کیلومتر بر ثانیه در فضا منتشر می‌شوند، پس می‌بایست مواد مذکور ۵۰ سال قبل از این حادثه از اطراف ستاره کوتوله سفید پراکنده شده باشند.سرعت انتشار ۵۰ کیلومتر بر ثانیه از اهمیت بسیار بالا‌ی برخوردار است، چرا که برابر با سرعت باد‌های ستاره‌ای است که توسط ستارگان غول سرخ در فضامنتشر می‌شوند. چنانکه لا‌یه‌های خارجی ابر نو اختر به هنگام انفجار در فضا پراکنده می‌شوند، با برخورد با مواد منتشر شده از ستارگانغول سرخ جذب آنها می‌گردند و دانشمندان قادر به تمایز آنها از یکدیگر خواهند بود. ابر نو اختر‌ها همواره تاثیر بسزایی در محیط اطراف خود دارند.موضوع حائز اهمیت این است که آیا مشاهداتی که از ابر نو اختر اس‌ان ۲۰۰۶ ایکس SN ۶۰۰۲X به دست آمده قابل بسط دادن به همه ابر نو اختر‌های از این دست می‌باشد یا کاملا‌ اتفاقی است؟ به عقیده دانشمندان سایر ابر نو اختر‌ها نیز از این ویژگی برخوردارند.تنها با مشاهداتی که در آینده صورت خواهد گرفت، می‌توان به پاسخ‌هایی برای سوالا‌ت بی‌شمار کنونی دست یافت.معرفی متغیر های تپشیبه طور کلی به هر ستاره ای که درخشندگی آن در حال تغییر باشد ستاره متغیر گویند.روشنایی این ستاره ها بسته به نوع شان در بازههای مختلف زمان تغییر می کند.کارهای علمی بر روی آنها از اواسط قرن ۱۹ شروع شده و به دلیل اطلاعاتی درباره خواص ستاره ها به مامی دهند،اهمیت پیدا کردند.متغیر های تپشیدرخشندگی این ستاره ها بر اثر انقباض و انبساط لایه های سطحی شان تغییر می کند.تپش آنها ممکن است شعاعی یا غیر شعاعیباشد،تپش های شعاعی صورت کروی ستاره را نگه می دارد اما تپش های غیر شعاعی موجب بیضی شدن ستاره می شود.این دسته از متغیر ها بر حسب دوره تناوب تغییراتشان،دما و مرحله تحولشان به زیر رده های مختلفی تقسیم می شود که مهمترین آنها عبارتند از: قیفاووسیاین متغیر ها نام خود را از ستاره دلتا - قیفاووس گرفته اند.آنها ستاره های جوانی هستند که در مرحله ناپایداری نمودار هرتسپرونگ-راسل ( H-R ) به سر می برند دوره تناوب آنها ۱ تا ۷۰ روز و رده طیفی شان G٬FوK است.افزایش درخشندگی این متغیر ها سریع تر از کاهش درخشندگی شان رخ می دهد.برای مثال دلتا-قیفاووس در مدت ۱.۵ روز به بیشینه درخشندگی و طی ۴ روز به کمینه خود میرسد.در سال ۱۹۱۲ هنریبا لیویت با برسی ۲۵ ستاره متغیر قیفاووسی در ابر ماژلانی بزرگ متوجه شد٬ هرچه دوره تناوب یک متغیر قیفاووسیبلندتر باشد٬ درخشندگی واقعی آن بیشتر است.این یافته بزرگ کمک بزرگی به فاصله سنجی ستاره و خوشه های ستاره ای محسوبمی شود.زیرا به این ترتیب می توان درخشندگی واقعی ستاره را بدست آورد و از مقایسه قدر ظاهری با درخشندگی مطلق فاصله مورد نظر را بدست آورد.در سال ۱۹۱۷ هارلو شیپلی با همین روش فاصله ما تا مرکز کهکشان محاسبه نمود و کمی بعد از او ادوین هابل با بررسی چند قیفاووسی در کهکشان های دیگر ( که سحابی پنداشته می شدند ) دریافت که کهکشان ما در عالم تنها نیست.سنبلهاغلب در خوشه های کروی و در عرض های بالایی کهکشان یافت می شوند.دوره تناوب آنها ۰.۸ تا ۳۵ روز و تغییر قدرشان بین ۰.۳ تا ۱.۲ قدر است.این ستاره ها هم از رابطه دوره تناوب - درخشندگی پیروی می کنند٬ اما برای هر دوره تناوب مشخص ۰.۷ تا ۱.۲ قدر کم نور تر از همتایان قیفلووسی خود هستند.شلیاقیستاره هایی پیر٬سفید٬داغ و کم جرم که منحنی نوریشان شبیه قیفاووسی هاست اما دوره تناوب آنها کوتاهتر و بین ۰.۰۵ تا ۱.۲ روز است. این متغیر ها مستقل از دوره تناوبشان٬ قدر مطلق ثابتی دارند. دامنه تغیرات آنها ۰.۳ تا ۲ قدر است.جالب آن است که میتوان تغییرات آنها طی یک شب دنبال کرد.ثوریابرغول های نارنجی و قرمز اند که دچار تپش ستاره ای شدند. در بیشینه درخشندگی از رده طیفی F-G هستند در حالی که در کمینه درخشندگی دمایشان کمتر است و از رده K-M محسوب می شوند.دوره تناوب آنها ۳۰ تا ۱۵۰ روز و تغییر قدرشان تا ۳ قدر متغیر است.نیمه منظماین متغیر ها غول ها و ابر غول های سرخی اند که تغییرات درخشندگی متناوبی از خود نشان نمی دهند.دوره تناوب آنها ۳۰ تا چندهزار روز و تغییراتشان معمولا کمتر از ۲.۵ قدر است.بلند دوره منظم ( میراگونه )سردسته آنها امیکرن-قیطس یا میرا ( MIRA ) می باشد.دوره تناوب این رده ۸۰ تا ۱۰۰۰ روز و تغییراتشان حداقل ۲.۵ فدر است.در واقع آنها ابرغول های سرخی از رده طیفی M هستند. این ستاره ها که در دوران پایان زندگیشان به سر می برند٬واقعا بزرگ اند به طور مثال میرا چناب بزرگ است که اگر به جای خورشید قرار گیرد لایه های بیرونی تا مدار مشتری می رسند.تپش های آنها هم شعاعی و هم غیر شعاعی است٬و شاید به دلیل همین تپش هاست که برخی از آنها از جمله میرا بیضوی اند.هوپا