ستاره متغییر تپشی که از نوع غول زرد یا ابرغول می باشد.دلیل نام گذاری این است که اولین ستاره این گونه ستاره دلتا در صورت فلکی قیفاووس بوده است. افزایش نورانیت این متغییرها،سریعتر از کاهش نورانیت شان رخ می دهد. به عنوان مثال خود ستاره دلتا-قیفاووس در مدت ١/۵روز به بیشینه درخشندگی خود می رسد در حالی که در مدت۴ روز به کمینه خود می رسد.
در نمودار هرتسپرونگ راسل این ستاره ها قسمت رشته اصلی را ترک کرده وبه قسمت بالا وسمت راست رشته اصلی و سمت چپ ستاره های غول منتقل شده اند.این ستاره ها در اولین ناپایداری بعد از عبور از رشته اصلی به سر می برند.در این ناپایداری های منظم٬ قطر ستاره تاحد 30 درصد کم وزیاد می شود.این تغییرات در مقدار درخشندگی نیز با همان شکل وجود دارد.دمای سطحی ستاره نیز با کم شدن قطر کم وبا زیاد شدن قطر زیاد می شود. در سال١۹١۲، « هنریتا لیویت» از دانشگاه هاروارد با بررسی۲۵ستاره متغیر قیفاووسی در ابر ماژلانی کوچک متوجه نتیجه جالبی شد: هر چه دوره تناوب تغییرات نوری یک متغیر قیفاووسی بلندتر باشد، درخشندگی مطلق آن بیشتر است. این یافته کشف بزرگی در فاصله سنجی ستاره ها و خوشه های ستاره ای محسوب می شود . در این روش با اندازه گیری دوره تناوب می توان قدر مطلق ستاره راتعیین کرد و با کمک قدر ظاهری اش فاصله ستاره وحتی کهکشان میزبان از ما تعیین می شود. در سال١۹١۷«هارلو شپلی» با این روش فاصله ما را از مرکز کهکشان به دست آورد.گفتنی است با کمک این ستاره های متغییر می توان به تخمین فاصله خوشه ها یا کهکشانهای میزبانشان تا فاصله حدود ده میلیون سال نوری پرداخت.
در سال ۱۹۲۳" ادوین هابل" با کمک همین روش فاصله کهکشان آندرومدا را از ما حساب کرد و نشان داد که این مجموعه کهکشانی مستقل و مجزا از کهکشان ما است.
ستاره های متغییر قیفاووسی برحسب دامنه تغییرات ودوره تناوبشان به دو زیر گونه تقسیم شده اند:
ستاره های متغییر کلاسیک و رده W سنبله ای (W VIRGINIS) که دارای تفاوتهای ناچیزی با رده قبلی هستند.
دسته اول ستارگان جوانی هستند که در مرحله ناپایداری نمودار هرتسپرانگ- راسل به سر می برند. این نوع متغییرها در بخش مسطح کهکشان یافت می شوند و متعلق به خوشه های باز می باشند. بین شکل منحنی نوری آنها و مقدار دوره تناوبشان رابطه معینی وجود دارد.دسته دوم هم جزء ستارگان پیر کهکشان ما هستند و به همین دلیل در خوشه های کروی و در عرضهای کهکشانی بالا یافت می شوند.
دوره تناوب تغییرات نوری این متغییر ها بین ۲ تا ۶۰ روز ، دمای میانگین آنها ۴۰۰۰ تا ۸۰۰۰ درجه و درخشندگی میانگین آنها بین ۳۰۰ تا ۴۰۰۰۰برابر خورشید است.
ستاره قطبی نیز از این رده متغییرها می باشد.
دلیل تپش این گونه ستاره ها:
سر آرتور ادینگتون ، فیزیکدان انگلیسی ، جزء اولین حامیان تپش ستاره ای قیفاووسها محسوب می شود. مطابق نظریه ادینگتون ، تپش ستاره ای در اثر دو نیروی متقابل به وجود می آید. در حالی که نیروی گرانش سعی در انقباض دارد، فشار تشعشعی گاز را به بیرون می راند. در اثر گرانش ستاره منقبض می شود و در نتیجه دمای درون ستاره افزایش می یابد. با افزایش دما ، فشار تشعشعی زیاد شده و از انقباض بیشتر جلوگیری می کند. افزایش فشار هم باعث نیروی مقابل شده و انبساط را موجب می شود و به همین ترتیب چرخه طی می شود.به بیان دیگر:
۱- وقتی که قیفاووسی فشرده می شود کدر می شود
۲-فوتونها در آن محبوس می شوند گاز را گرم می کنند وفشار آنرا بالا می برند
۳-گاز پرفشار متسع شده شفاف می گردد
۴-فوتونها میگریزند گاز خنک می شود وفشار فروکش می کند
۵-با افت فشار قیفاووسی در اثر گرانش منقبض می گردد
۶- مراحل بالا تکرار می گردد
این دوره تا وقتی ادامه می یابد که قیفاووسی در باریکه ناپایداری (Instability strip )یعنی ناحیه ای از نمودار H-R قرار بگیرد که ستارگان ناپایدارند ونبض می زنند.
چگونگی کشف ستاره دلتا قیفاووسی:
تا شروع قرن هجدهم تعداد متغییرها بیش از ۶عدد نبود و سالها کشف متغییرها مسکوت مانده بود. ادوارد پیگوت تصمیم گرفت که برنامه ای را برای افزایش شمار ستارگان متغییر اجرا کند. در همسایگی او جوان هفده ساله کر و لالی زندگی می کرد که دانش آموز با استعدادی در ریاضیات و نجوم بود. این جوان " جان گودریک" نام داشت. او در سال ۱۷۸۳توانست نشان علمی انجمن سلطنتی لندن را برای تعیین دوره تناوب و عامل تغییرات متغییر راس الغول به خود اختصاص دهد. او و دوستش پیگوت مصمم برای کشف متغییرهای بیشتر تلاش می کردند. در سال ۱۷۸۴پیگوت موفق به کشف متغیر اتا- عقاب شد و به دنبال او گودریک به کشف تغییرات بتا – شلیاق و دلتا – قیفاووس نائل آمد. متاسفانه گودریک در ۲۱ سالگی به علت بیماری ذات الریه در گذشت. اما نام او همیشه در نجوم باقی می ماند. پیگوت موفق به کشف دو متغییر دیگر به نامهای R- اکلیل شمالی ، R- سپر شد.
تاکنون بیش از ۷۰۰ ستاره متغییر قیفاووسی در کهکشان راه شیری شناسایی شده است.
خبری درباره این گونه ستاره ها از سایت آسمان شب در تاریخ شهریور ۱۳۸۷:
ستارگان متغیر قیفاووسی برای سالها ، در تعیین فاصله ی بین کهکشانها به اخترشناسان کمک کرده اند. رابطه ی میان مدت زمان تغییرات آنها در درخشندگی و قدر مطلقشان برای اندازه گیری فواصل کیهانی تا میلیونها سال نوری مورد استفاده قرار می گیرد. به علاوه ، قیفاووسی های نزدیکتر ، وسیله ای برای بررسی چگونگی چرخش کهکشان راه شیری هستند.
اما حرکت قیفاووسی ها در کهکشان ما ، اخترشناسان را سرگردان کرده است. چون به نظر می رسد که این قیفاووسی های همسایه به سمت خورشید کشیده می شوند یا به نوعی سقوط می کنند. برای دهه ها ، مناظره ای بوده است بر سر اینکه آیا این رویداد خارق العاده به حرکت واقعی قیفاووسی ها مربوط است و در نتیجه به الگوی چرخشی پیچیده ی کهکشان ما ، یا اینکه به اتمسفر قیفاووسی ها مربوط است؟!
اما مشاهدات جدید با استفاده از طیف نگار HARPS نشان می دهد که قیفاووسی ها به سمت ما سقوط نمی کنند و این کشیدگی و انحرافات ظاهری ، ناشی از ویژگی های موجود در اتمسفر این ستارگان متغیر می باشد. اخترفیزیکدانی با نام Nicolas Nardetto در اینباره می گوید : " حرکت قیفاووسی های راه شیری گیج کننده است به اندازه ای که بین محققان اختلاف ایجاد کرده است. اگر چرخش کهکشان در نظر گرفته شود ، قیفاووسی ها به گونه ای ظاهر می شوند که گویا به سمت خورشید با سرعت متوسط 2km/s سقوط می کنند."
Nicolas Nardetto و همکارانش ، 8 متغیر قیفاووسی را با استفاده از طیف نگار HARPS که متصل به تلسکوپ 3.5 متری EROS مشاهده کردند. این طیف نگار با عنوان یک شکارچی سیارات بسیار موفق ، شناخته شده است اما از آن می توان برای حل مسائل پیچیده تر نیز بهره برد.Nardetto گفت :" مشاهدات ما نشان می دهند "که این حرکت ظاهری به سمت ما ناشی از ویژگی ذاتی قیفاووسی هاست. " اخترشناسان دریافتند که انحرافات در سرعت اندازه گیری شده ی برخی قیفاووسی ها وابسته به عناصر شیمیایی موجود در اتمسفر آنها می باشد و اگر این نتیجه در مورد همه قیفاووسی ها صدق کند ، به این نتیجه می رسیم که چرخش کهکشان راه شیری ساده تر از آنچه قبلا تصور می شده ، می باشد.
با اقتباس از کتاب شناخت گیتی نوشته پرفسور باربارا رایدن ترجمه مهندس آزادمنش
وسایت http://www.variable.nssra.ir/