सॅफ़ॅई परिवर्ती तारा

सेफिड चर एक प्रकार का परिवर्तनशील तारा है जो अस्थिरता पट्टी, व्यास और तापमान दोनों में भिन्न होता है। एक अच्छी तरह से परिभाषित स्थिर आवृत्ति और कोणांक के साथ यह चमक में बदलता है।

आकाशगांगेय और परागांगेय दूरियों को मापने के लिए सेफिड्स महत्वपूर्ण ब्रह्माण्डीय मानक हैं। सेफिड चर की चमक और उसके आवधिक कार्य के बीच एक मजबूत प्रत्यक्ष अवधि-चमक संबंध उपस्थित है।

मैगेलैनिक बादलों में हजारों चर सितारों का अध्ययन करने के बाद 1908 में हेनरीटा स्वान लेविट द्वारा शास्त्रीय सेफिड्स की इस विशेषता की खोज की गई थी। यह खोज किसी को केवल उसकी स्पंदन की अवधि को देखकर ही सेफिड की वास्तविक चमक को जानने की अनुमति देती है। यह ज्ञात चमक की तुलना इसकी देखी गई चमक से करके, तारे से दूरी बताता है।

सेफिड शब्द की उत्पत्ति 1784 में जॉन गुडरिक द्वारा पहचाने गए तारामंडल सेफियस (नक्षत्र) में डेल्टा सेफेई से हुई है। यह पहचाने जाने वाले अपने प्रकार का पहला था।

ताप-इंजन के रूप में तारकीय स्पंदन के यांत्रिकी को 1917 में आर्थर स्टेनली एडिंगटन (जिन्होंने सेफिड्स की गतिशीलता पर विस्तार से लिखा था) द्वारा प्रस्तावित किया गया था। 1953 तक ऐसा नहीं था कि सर्गेई अलेक्जेंड्रोविच ज़ेवाकिन ने इंजन के लिए कप्पा-तंत्र के रूप में आयनित हीलियम की पहचान की।

इतिहास
10 सितंबर, 1784 को, एडवर्ड पिगोट ने पारम्परिक सेफिड चर के वर्ग के पहले ज्ञात प्रतिनिधि और ईगल्स की परिवर्तनशीलता का पता लगाया। कुछ महीनों बाद जॉन गुडरिक द्वारा पारम्परिक सेफिड्स, डेल्टा सेफेई के लिए नामस्रोत तारे की खोज की गई थी। 19वीं शताब्दी के अंत तक समान चरों की संख्या बढ़कर कई दर्जन हो गई, और उन्हें सेफिड्स के रूप में एक वर्ग के रूप में संदर्भित किया गया। चमक और कूबड़ में तेजी से वृद्धि के साथ अधिकांश सेफिड्स विशिष्ट प्रकाश वक्र आकृतियों से जाने जाते थे, लेकिन अधिक सममित प्रकाश वक्र वाले कुछ को प्रतिमान ζ जेमिनोरम के बाद जेमिनीड्स के रूप में जाना जाता था। मैगेलैनिक बादलों में हजारों चर सितारों की जांच में 1908 में हेनरीटा स्वान लेविट द्वारा शास्त्रीय सेफिड्स के लिए अवधि और चमक के बीच संबंध की खोज की गई थी। उन्होंने इसे 1912 में और प्रमाणों के साथ प्रकाशित किया। सेफिड परिवर्त्य को त्रिज्यीय वेग भिन्नता दिखाने के लिए उसी अवधि के साथ ल्यूमिनोसिटी भिन्नता के रूप में पाया गया था, और प्रारम्भ में इसे प्रमाण के रूप में समझा गया था कि ये सितारे एक द्विक पद्धति का हिस्सा थे। हालाँकि, 1914 में, हार्लो शैप्ले ने प्रदर्शित किया कि इस विचार को छोड़ दिया जाना चाहिए। दो साल बाद, शैप्ले और अन्य लोगों ने पाया कि सेफिड परिवर्त्य ने एक चक्र के दौरान अपने वर्णक्रमीय प्रकारों को बदल दिया।

1913 में, एजनार हर्ट्ज़स्प्रंग ने आकाश के माध्यम से अपनी गति का उपयोग करके 13 सेफिड्स तक की दूरी खोजने का प्रयास किया।

रेफरी>{{cite journal |last1=Hertzsprung |first1=E. |title=δ सेफेई-प्रकार चर के स्थानिक वितरण पर|journal= Astronomische Nachrichten |date=1913 |volume=196 |issue=4692 |pages=201–208 |trans-title=On the spatial distribution of variable [stars] of the δ Cephei type |language=de|bibcode=1913AN....196..201H } (उनके परिणामों में बाद में संशोधन की आवश्यकता होगी।) 1918 में, हार्लो शैप्ले ने मिल्की वे के आकार और आकार और इसके भीतर सूर्य की स्थिति पर प्रारंभिक बाधाओं को रखने के लिए सेफिड्स का उपयोग किया। रेफरी>{{cite journal |bibcode=1918PASP...30...42S |title=ग्लोबुलर क्लस्टर और आकाशगांगेय सिस्टम की संरचना|last1=Shapley |first1=H. |journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |year=1918 |volume=30 |issue=173 |page=42 |doi=10.1086/122686 |doi-access=free } 1924 में, एडविन हबल ने एंड्रोमेडा गैलेक्सी में पारम्परिक सेफिड चरों के लिए दूरी स्थापित की, तब तक इसे एंड्रोमेडा सर्पिल आकाशगंगा#सर्पिल नेबुला के रूप में जाना जाता था और दिखाया कि वे चर मिल्की वे के सदस्य नहीं थे। हबल की खोज ने महान बहस (खगोल विज्ञान) में उठाए गए सवाल को सुलझा दिया कि क्या मिल्की वे पूरे ब्रह्मांड का प्रतिनिधित्व करते हैं या ब्रह्मांड में कई गैलेक्सी में से एक है। रेफ नाम = हबल1925>

1929 में, हबल और मिल्टन एल. ह्यूमसन ने सूत्रबद्ध किया जिसे अब हबल के नियम के रूप में जाना जाता है, जिसमें कई आकाशगंगाओं के लिए सेफिड दूरियों को ड्रेस स्लीपर के मापन के साथ जोड़ा गया था, जिस गति से वे आकाशगंगाएँ हमसे पीछे हटती हैं। उन्होंने जार्ज लेमेत्रे के सिद्धांतों की पुष्टि करते हुए अंतरिक्ष के मीट्रिक विस्तार की खोज की।

रेफ नाम=lemaitre1927>

20वीं शताब्दी के मध्य में, खगोलीय दूरी के मापक्रम के साथ महत्वपूर्ण समस्याओं को अलग-अलग गुणों वाले सेफिड्स को अलग-अलग वर्गों में विभाजित करके हल किया गया था। 1940 के दशक में, विल्हेम हेनरिक वाल्टर बाडे ने सेफिड्स (शास्त्रीय और प्रकार II) की दो अलग-अलग आबादी को मान्यता दी। शास्त्रीय सेफिड्स युवा और अधिक विशाल जनसंख्या I सितारे हैं, जबकि II प्रकार सेफिड पुराने हैं, धूमिल जनसंख्या II सितारे हैं। शास्त्रीय सेफिड्स और II प्रकार सेफिड विभिन्न अवधि-चमक संबंधों का पालन करते हैं। प्रकार II सेफिड्स की चमक, औसतन, शास्त्रीय सेफिड्स से लगभग 1.5 निरपेक्ष परिमाण से कम है (लेकिन आरआर लाइरा सितारों की तुलना में अभी भी उज्जवल है)। बाडे की मौलिक खोज ने M31 की दूरी और परागांगेय दूरी के मापक्रम में दुगनी वृद्धि की। आरआर लाइरा सितारे, जिन्हें तब क्लस्टर परिवर्त्य के रूप में जाना जाता था, उनको उनकी छोटी अवधि के हिस्से के कारण चर के एक अलग वर्ग के रूप में काफी पहले ही पहचान लिया गया था। ताप-इंजन के रूप में स्पंदन की यांत्रिकी 1917 में आर्थर स्टेनली एडिंगटन द्वारा प्रस्तावित की गई थी (जिन्होंने सेफिड्स की गतिकी पर विस्तार से लिखा है), लेकिन 1953 तक ऐसा नहीं था कि सर्गेई एलेक्जेंड्रोविच ज़ेवाकिन ने इंजन के लिए संभावित वाल्व के रूप में आयनित हीलियम की पहचान की।

वर्ग
सेफिड परिवर्त्य को दो उप-वर्गों में विभाजित किया गया है जो स्पष्ट रूप से अलग-अलग द्रव्यमान, आयु और विकासवादी इतिहास प्रदर्शित करते हैं: पारम्परिक सेफीड परिवर्तनशील और II प्रकार सेफिड। डेल्टा स्कूटी चर अस्थिरता पट्टी के निचले सिरे पर मुख्य अनुक्रम पर या उसके पास ए-प्रकार के सितारे हैं और मूल रूप से बौने सेफिड्स के रूप में संदर्भित किए गए थे। आरआर लाइरा परिवर्त्य की छोटी अवधि होती है और अस्थिरता पट्टी पर स्थित होती है जहां यह क्षैतिज शाखा को पार करती है। डेल्टा चर ढाल और आरआर लाइरा परिवर्त्य को सामान्यतः सेफीड परिवर्त्य के साथ नहीं माना जाता है, हालांकि उनके स्पंदन एक ही हीलियम आयनीकरण कप्पा तंत्र से उत्पन्न होते हैं।

पारम्परिक सेफिड्स
पारम्परिक सेफिड्स (जनसंख्या I सेफीड्स, टाइप I सेफीड्स या डेल्टा सेफीड परिवर्त्य के रूप में भी जाना जाता है) दिनों से महीनों के क्रम में बहुत नियमित अवधि के साथ स्पंदन से पारित होते हैं। पारम्परिक सेफिड्स जनसंख्या I परिवर्तनशील तारे हैं जो सूर्य से 4-20 गुना अधिक विशाल, और 100,000 गुना अधिक चमकदार हैं। ये सेफिड्स वर्णक्रमीय वर्गीकरण F6 - K2 के पीले चमकीले दिग्गज और महादानव हैं और एक स्पंदन चक्र के दौरान लाखों किलोमीटर की दूरी पर (लंबी अवधि के एचडी 84810 के लिए ~ 25%) बदल जाते हैं। पारम्परिक सेफिड्स का उपयोग स्थानीय समूह के भीतर और उससे आगे आकाशगंगाओं की दूरी निर्धारित करने के लिए किया जाता है, और एक ऐसा साधन है जिसके द्वारा हबल स्थिरांक स्थापित किया जा सकता है।  हमारी आकाशगंगा की कई विशेषताओं को स्पष्ट करने के लिए पारम्परिक सेफिड्स का भी उपयोग किया गया है, जैसे कि आकाशगंगा के तल से सूर्य की ऊँचाई और आकाशगंगा की स्थानीय सर्पिल संरचना।

छोटे कोणांक और ज्यावक्रीय प्रकाश वक्र के साथ पारम्परिक सेफीड्स के एक समूह को प्रायः छोटे कोणांक सेफिड्स या एस-सेफिड्स के रूप में अलग किया जाता है, उनमें से कई पहले अतिव्यापन में स्पंदित होते हैं।

II प्रकार सेफिड
II प्रकार सेफिड (जनसंख्या II सेफीड्स भी कहा जाता है) जनसंख्या II परिवर्तनशील सितारे हैं जो सामान्यतः 1 से 50 दिनों के बीच की अवधि के साथ स्पंदित होते हैं। II प्रकार सेफिड सामान्यतः धात्विकता-खराब, पुराना (~10 Gyr), कम द्रव्यमान वाली वस्तुएँ (~सूर्य के द्रव्यमान का आधा) हैं। II प्रकार सेफिड को अवधि के अनुसार कई उपसमूहों में विभाजित किया गया है। 1 से 4 दिनों के बीच की अवधि वाले सितारे बीएल चर उपवर्ग के होते हैं, 10–20 दिन डब्ल्यू वर्जिनिस चर के होते हैं, और 20 दिनों से अधिक अवधि वाले सितारे आरवी टौरी चर के होते हैं।

II प्रकार सेफिड का उपयोग गांगेय केंद्र, गोलाकार समूहों और आकाशगंगाओं की दूरी स्थापित करने के लिए किया जाता है।

विषम सेफिड्स
अस्थिरता पट्टी पर स्पंदित सितारों के एक समूह की अवधि 2 दिनों से कम होती है, आरआर लाइरा चर के समान लेकिन उच्च चमक के साथ। विषम सेफिड परिवर्त्य का द्रव्यमान II प्रकार सेफिड, आरआर लाइरा परिवर्त्य और हमारे सूर्य से अधिक है। यह स्पष्ट नहीं है कि वे मुड़ी हुई क्षैतिज शाखा पर युवा सितारे हैं, द्विक पद्धति में बड़े मापक्रम पर स्थानांतरण के माध्यम से बने नीले विपथगामी या दोनों का मिश्रण।

युग्म-वृत्ति सेफिड्स
सेफिड चरों का एक छोटा अनुपात एक ही समय में दो वृत्ति में स्पंदित होता देखा गया है, सामान्यतः मौलिक और पहला अधिस्वरक, कभी-कभी दूसरा अधिस्वरक। एक बहुत छोटी संख्या तीन वृत्ति में स्पंदित होती है, या उच्च अधिस्वरक सहित वृत्ति का एक असामान्य संयोजन।

अनिश्चित दूरी
शास्त्रीय और प्रकार II सेफिड दूरी मापक्रम से जुड़ी अनिश्चितताओं में प्रमुख हैं: विभिन्न पारण बैंड में अवधि-चमक के संबंध की प्रकृति, उन संबंधों के शून्य-बिंदु और ढलान दोनों पर धात्विकता का प्रभाव, और प्रकाशमापीय संदूषण के प्रभाव (अन्य सितारों के साथ सम्मिश्रण) और सेफिड दूरी पर एक बदलते (सामान्यतः अज्ञात) विलोपन का नियम। इन सभी विषयों पर साहित्य में सक्रिय रूप से चर्चा होती है।

इन अनसुलझे मामलों के परिणामस्वरूप हबल स्थिरांक (पारम्परिक सेफिड्स से स्थापित) के लिए उद्धृत मान 60 km/s/Mpc और 80 km/s/Mpc के बीच हैं।    इस विसंगति को हल करना खगोल विज्ञान में सबसे महत्वपूर्ण समस्याओं में से एक है क्योंकि हबल स्थिरांक के सटीक मान की आपूर्ति करके ब्रह्मांड के ब्रह्माण्ड संबंधी मापदंडों को बाधित किया जा सकता है। पिछले कुछ वर्षों में अनिश्चितताएं कम हुई हैं, आंशिक रूप से आरएस पुपीस जैसी खोजों के कारण।

डेल्टा सेफेई भी सेफिड अवधि-चमकदारता संबंध के एक अंशशोधक के रूप में विशेष महत्व का है क्योंकि इसकी दूरी एक सेफिड के लिए सबसे सटीक रूप से स्थापित है, आंशिक रूप से क्योंकि यह एक तारा गुच्छ का सदस्य है।  7,500 प्रकाश-वर्ष के भीतर सेफिड चर और अन्य पिंडों के लिए लंबन दूरी माप की सटीकता हबल से ली गई छवियों की तुलना करके छह महीने के अंतराल पर ली गई है, जब पृथ्वी और हबल सूर्य के विपरीत दिशा में हैं।

स्पंदन मॉडल


सेफिड्स के स्पंदन के लिए स्वीकृत स्पष्टीकरण को एडिंगटन वाल्व कहा जाता है, या κ-तंत्र, जहां ग्रीक अक्षर κ (कप्पा) गैस की अपारदर्शिता का सामान्य प्रतीक है।

हीलियम वह गैस है जिसे इस प्रक्रिया में सबसे अधिक सक्रिय माना जाता है। द्विअर्थी आयनीकरण हीलियम (हीलियम जिसके परमाणुओं में दोनों अतिसूक्ष्म परमाणु विलुप्त हैं) एकल आयनित हीलियम की तुलना में अधिक अपारदर्शी है। हीलियम को जितना अधिक गर्म किया जाता है, वह उतना ही अधिक आयनित हो जाता है। सेफिड के चक्र के सबसे मंद भाग में, तारे की बाहरी परतों में आयनित गैस अपारदर्शी होती है, और इसलिए तारे के विकिरण से गर्म होती है, और बढ़े हुए तापमान के कारण इसका विस्तार होना प्रारम्भ हो जाता है। जैसे-जैसे यह फैलता है, यह ठंडा होता है, और इसलिए यह कम आयनित हो जाता है और इसलिए अधिक पारदर्शी हो जाता है, जिससे विकिरण बच जाता है। तब विस्तार रुक जाता है, और तारे के गुरुत्वाकर्षण आकर्षण के कारण उलट जाता है। प्रक्रिया फिर दोहराती है।

1879 में, अगस्त रिटर (नागरिक अभियंता) (1826-1908) ने प्रदर्शित किया कि एक सजातीय गोले के लिए स्थिरोष्म त्रिज्यीय स्पंदन अवधि संबंध के माध्यम से इसकी सतह के गुरुत्वाकर्षण और त्रिज्या से संबंधित है:

$$ T = k \,\sqrt \frac R g $$ जहाँ k एक आनुपातिकता स्थिरांक है। अब, चूंकि सतह का गुरुत्वाकर्षण गोले के द्रव्यमान और त्रिज्या से संबंध के माध्यम से संबंधित है:

$$ g = k' \frac M {R^2} = k' \frac {RM} {R^3} = k' R\rho$$ एक अंत में निम्न प्राप्त करता है:

$$ T \sqrt \rho = Q $$ जहाँ Q एक स्थिरांक है, जिसे स्पंदन स्थिरांक कहा जाता है।

उदाहरण

 * शास्त्रीय सेफिड्स में निम्न सम्मिलित हैं: एटा एक्विला, जीटा जेमिनी, बीटा डोराडस, आरटी ऑरिगे, पोलरिस, साथ ही डेल्टा सेफेई।
 * II प्रकार सेफिड में निम्न सम्मिलित हैं: डब्ल्यू वर्जिनिस और बीएल हरक्यूलिस।
 * विषम सेफिड्स में निम्न सम्मिलित हैं: एक्सजेड सेटी (अतिव्यापन स्पंदन वृत्ति) और बीएल बूटीस।

बाहरी संबंध

 * McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive
 * American Association of Variable Star Observers
 * Survey of Warsaw University at Las Campanas Observatory: OGLE-III (Optical Gravitational Lensing Experiment) Variable Stars catalog website
 * David Dunlap Observatory of [[Toronto University]: Galactic Classical Cepheids database]