משתנה קפאידי

[[כוכב הצפון (בקצה העליון של הדובה הקטנה) הוא המשתנה הקפאידי הקרוב ביותר אלינו, במרחק של 133 פארסק, או 436 שנות אור. התמונות מימין צולמו על ידי טלסקופ החלל האבל.]]
משתנה קפאידי הוא כוכב ענק בעל בהירות נראית המשתנה במחזור קבוע, בתדירות אופיינית המתבטאת בעקומת בהירות שונה לכל כוכב. הקטגוריה הזו קרויה על שם הכוכב δ בקפאוס, שהוא משתנה קפאידי, אחד הראשונים שהתגלו. המשתנים הקפאידיים מתאפיינים גם במחזורי בהירות מדויקים מאוד.

בשנת 1912 גילתה האסטרונומית הנרייטה ליוויט כי קיים קשר בין זמן מחזור הבהירות של משתנה קפאידי לבין הבהירות המוחלטת שלו.
תגלית זו איפשרה את השימוש במשתנים קפאידיים כנרות תקניים למדידת מרחקים ביקום, דבר שאיפשר (בזכות הבהירות הגדולה שלהם) להרחיב את מדידת המרחקים לטווחים שמעבר לשביל החלב. כיום (2013) ניתן לבצע מדידות מרחק באמצעות משתנים קפאידיים עד לתחום של כ-10 גיגה-פארסק; גודלו של היקום הנצפה, על פי הערכות חדשות, מוערך בכ-14 גיגה-פארסק.


האסטרונום אדווין האבל גילה ב־1923 משתנים קפאידיים בגלקסיית אנדרומדה. גילוי זה הראה שגרמי שמים אלה נמצאים בגלקסיה נוספת לשביל החלב, ולא בערפילית בתוכו. הגילוי גם הביא לסיום את הוויכוח הגדול בשאלה אם קיימות ביקום גלקסיות אחרות, בנוסף לשביל החלב.

הקשר בין זמן המחזור של קפאיד מהטיפוס הקלאסי (ראו להלן) לבהירות המוחלטת שלו נתון על ידי הנוסחה האמפירית: <math>M_a=-2.81 \log(C) - 1.43</math> כשזמן המחזור C נתון בימים; הבהירות מתקבלת ביחידות של סקלת הבהירות הלוגריתמית.

==מנגנון הפעימה של משתנים קפאידיים==
כיום מקובלת הסברה, שקפאידים הם כוכבי ענק שנמצאים בשלבים האחרונים של חייהם. כוכבים אלו סיימו את תקופת הסדרה הראשית, והם מקיימים בליבתם היתוך גרעיני של הליום ליסודות כבדים יותר.

ההסבר המקובל למחזור התאורה של הקפאיד ידוע בכינוי "השסתום של אדינגטון", או "מנגנון Kappa":

הליום מיונן פעמיים (כלומר שאיבד 2 אלקטרונים) אטום לאור, יחסית להליום מיונן פעם אחת (שאיבד רק אלקטרון אחד). פליטת החום מתוך הכוכב מגדילה את כמות ההליום המיונן פעמיים בשכבה החיצונית של הכוכב, שכולא את האור ומאיץ את תהליך החימום. זהו החלק העמום ביותר של מחזור התאורה. ההליום החם מתפשט, מגדיל את נפחו ומתחיל להתקרר. כתוצאה מכך, הוא הופך להליום מיונן פעם אחת, שמאפשר לאור הכוכב לעבור דרכו - זהו החלק המואר ביותר במחזור התאורה של הכוכב. בריחת האור גורמת להאצת תהליך הקירור, ולדחיסתו של ההליום שוב כלפי פני הכוכב, שם הוא מתחמם, עובר יינון נוסף, והמחזור מתחיל מחדש. ל-δ בקפאוס, למשל, מחזור "פעימה" של 5.36634 ימים.

==טיפוסים של משתנים קפאידיים==
מיקומם של המשתנים הקפאידיים ברצועת אי-היציבות שב[[דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל]]
קיימים סוגים שונים של משתנים קפאידיים, וחשוב להבחין ביניהם כדי לדייק בשימוש בנוסחה המתאימה לכל סוג. להלן הסוגים הידועים:
*קפאידים קלאסיים (או קפאידים מטיפוס I): קפאידים בעלי מחזור סדיר מאוד, שבין ימים אחדים לחדשים, עשירים ב"מתכות" (יסודות הכבדים מהליום), ומסה שבין 4 ל-20 מסות שמש. כוכבים אלו משמשים את האסטרונומים למדידת מרחקים בתוך הקבוצה המקומית של גלקסיות. δ בקפאוס הוא משתנה קפאידי קלאסי.
*קפאידים מטיפוס II: משתנים מאוכלוסייה 2, קטנים ועתיקים יותר, פחות עשירים במתכות, ובעלי מחזור שבין 1 ל-50 ימים. משמשים למדידת מרחקים בתוך שביל החלב והגלקסיות הקרובות ביותר.
* משתני RR בנבל - כוכבים אלו דומים לקפאידיים מאוכלוסייה II, אך הם זקנים יותר ובהירים פחות, הם נפוצים יחסית בצבירים כדוריים ומאפשרים להעריך את מרחקו של הצביר. ההשתנות שלהם נעה בין 0.2 ו-2 דרגות בהירות וזמן המחזור נע ממספר שעות ליומיים.
*קפאידים ננסיים (נקראים גם משתנים מטיפוס δ במגן): משתנים בעלי מחזור טיפוסי של מספר שעות. שימשו למדידת מרחקים בענן מגלן הגדול.
*קפאידים אנומליים

==קישורים חיצוניים==

*
* 
==הערות שוליים==

*
קפאידיים