משתנה קפאידי

[שמאל|ממוזער|300px|[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 1908 גילתה האסטרונומית הנרייטה ליוויט כי קיים קשר בין זמן מחזור הבהירות של משתנה קפאידי לבין הבהירות המוחלטת שלו. תגלית זו אפשרה את השימוש במשתנים קפאידיים כנרות תקניים למדידת מרחקים ביקום, דבר שאפשר (בזכות הבהירות הגדולה שלהם) להרחיב את מדידת המרחקים לטווחים שמעבר לשביל החלב. נכון לשנת 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.

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

## היסטוריה של המחקר
ב-10 בספטמבר 1784, האסטרונום האגנלי אדוארד פיגוט  זיהה את השונות של אטה אקווילה , הנציגה הידועה הראשונה של מחלקה של משתני קפאיד קלאסיים. כמה חודשים לאחר מכן גילה ג'ון גודריק את הכוכב הקפאידי הקלאסי, Delta Cephei, כמשתנה קפאידי. עד סוף המאה ה-19 מספר המשתנים הקפאידים גדל לכמה עשרות. רוב הקפאידים היו ידועים מצורות עקומת האור הייחודית עם העלייה המהירה בבהירות וגיבנת, אך חלקם בעלי עקומות אור סימטריות יותר היו ידועים כג'מינידים על שם אב הטיפוס ζ Geminorum .

[250px|ממוזער|טקסט=הנרייטה ליוויט|[הנרייטה ליוויט]]
בשנת 1902 קיבלה האסטרונומית הנרייטה ליוויט משרה קבועה כמחשבת אצל אדוארד צ'ארלס פיקרינג, עבודה שנחשבה אז לפשוטה ומייגעת, כחלק מצוות הנשים שכונה "מחשבות הרווארד", שנשכרו על ידו במטרה למדוד ולקטלג את בהירותם של כוכבים באוסף לוחות הצילומים של מצפה הכוכבים של מכללת הרווארד,.

ליוויט זיהתה כ-2,400 כוכבים משתנים, כמחצית מהכוכבים המשתנים שהיו ידועים באותו זמן, רובם בתמונות מענני מגלן. ב-1908 פרסמה את עבודתה ב-*Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College* שבה דיווחה על כך שמספר כוכבים משתנים הפגינו תבנית משותפת: כוכבים בהירים יותר היו בעלי זמן מחזור השתנות ארוך יותר. לאחר מחקר נוסף, אישרה ליוויט ב-1912 כי משתנים קפאידים בעלי בהירות נראית רבה הם אכן בעלי זמן מחזור גדול יותר, ושהיחס בין הבהירות המוחלטת לזמן המחזור הוא צמוד וניתן לחזוי. (לייויט בחנה קפאידים המצויים ב-ענן מגלן הקטן והניחה שכולם נמצאים בערך במרחק שווה מכדור-הארץ. הדבר אפשר לה להסיק שהיחס מתקיים לא רק על הבהירות נראית אלא על הבהירות המוחלטת.)

חשיבותו הגדולה של הקשר הזה למחקר האסטרונומי, הייתה שהוא סיפק אמת מידה לקביעת מרחקים ביקום. שנה אחת לאחר שליוויט פרסמה את תוצאותיה, קבע איינר הרצשפרונג את המרחק אל מספר קפאידים בשביל החלב, ובאמצעות מדידה זו ניתן היה לקבוע את המרחק לקפאידים נוספים.

ב־1923 האסטרונום אדווין האבל גילה 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.

הפיזיקאי וולטר באד  גילה שיש מספר סוגים של משתנים קפאידים. באד עבד במצפה הר וילסון ובמהלך מלחמת העולם השנייה, הוא ניצל את תנאי האפלה בזמן המלחמה (שהפחיתו את זיהום האור), כדי להעריך כוכבים במרכז גלקסיית אנדרומדה בפעם הראשונה. תצפיות אלו הובילו אותו להגדיר "אוכלוסיות" מובהקות לכוכבים (אוכלוסייה I ואוכלוסייה II). אותן תצפיות הביאו אותו לגלות שיש שני סוגים של כוכבי משתנים קפאידים. באמצעות תגלית זו חישב מחדש את גודל היקום היקום הידוע, והכפיל את החישוב הקודם שעשה אדווין האבל ב-1929. בשנת 1952 הוא הכריז על ממצא זה, בפגישה של האיגוד האסטרונומי הבינלאומי ברומא, דבר שגרם לתדהמה ניכרת. במקביל תגלית זו גם הגדילה מאד את גיל היקום - עד אז מדענים חשבו כי היקום הוא בן 2-3 מילארדי שנים, והתגלית של באד הובילה למסקנה כי היקום עתיק פי פי 2-4 ממה שנחשב עד אז. דבר זה גם פתר קושיה נוספת - בתקופה זו כבר ידעו המדענים כי גיל כדור הארץ הוא כ-4.5 מיליארד שנה, ונראה היה כי קיים פרדוקס לפיו גיל כדור הארץ עתיק יותר מגיל היקום.

## 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
[300px|ממוזער|שמאל|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:
*ק**פאידים 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