വളരെയേറെ തിളക്കമുള്ള, പ്രത്യേകതരം ചരനക്ഷത്രമാണ്സെഫീഡ് അഥവാ സീഫിഡ്(ഇംഗ്ലീഷ്: Cepheid/ˈsɛfiːɪd/ അല്ലെങ്കിൽ /ˈsiːfiːɪd/) ). ഇവയുടെ പ്രകാശമാനവും പ്രഭയിലുണ്ടാകുന്ന വ്യതിയാനത്തിന്റെ ദൈർഘ്യവും തമ്മിൽ വ്യക്തമായി നിർവ്വചിക്കപ്പെട്ട ഒരു ബന്ധം ഉണ്ട്. അതായത്, ഇവയുടെ പ്രകാശതീവ്രതയും, സ്പന്ദന കാലാവധിയും തമ്മിൽ പ്രബലമായ ബന്ധമുണ്ട്. അതുകൊണ്ടുതന്നെ സെഫീഡ് ചരനക്ഷത്രങ്ങൾ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ ദൂരം അളക്കാനുള്ള സ്റ്റാൻഡേർഡ് കാൻഡിൽസ് ആയി ഉപയോഗിക്കുന്നു. [1][2] സീഫിഡുകൾ, ഗാലക്സികൾ തമ്മിലുള്ള അകലം അളക്കുന്നതിനുള്ള പ്രധാനപ്പെട്ട ഒരു മാതൃകാ മാനകം ആയി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു.[3][4][5][6]
സിഫിയസ്(കൈകവസ്) നക്ഷത്രഗണത്തിലെ ഡെൽറ്റ-സെഫി നക്ഷത്രമാണ് ആദ്യമായി തിരിച്ചറിയപ്പെട്ട സീഫിഡ് ചരം. 1784-ൽ ജോൺ ഗൂഡ്‍റിക് തിരിച്ചറിഞ്ഞ ഈ ചരനക്ഷത്രത്തിന്റെ പേരിലാണ് സീഫിഡുകൾ അറിയപ്പെടുന്നത്. ഹബിൾ_ബഹിരാകാശ_ദൂരദർശിനിയുടെ സഹായത്താൽ കൃത്യമായി ദൂരനിർണയം ചെയ്യപ്പെട്ട ഡെൽറ്റ-സെഫി എന്ന നക്ഷത്രം സീഫിഡുകളുടെ സ്‍പന്ദനകാലാവധിയും പ്രകാശതീവ്രതയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം നിർണയിക്കുന്നതിന് സുപ്രധാനമാണ്[7]
വിവിധയിനം സീഫിഡുകൾ
പിണ്ഡം,പ്രായം,പരിണാമ ചരിത്രം എന്നിവയെ ആധാരമാക്കി സെഫീഡുകളെ ക്ലാസിക്കൽ സെഫീഡുകൾ(Classical Cepheids),Type II സെഫീഡുകൾ(Type II Cepheids),Anomalous Cepheids,കുള്ളൻ സെഫീഡുകൾ എന്നിങ്ങനെ വർഗ്ഗീകരിക്കാം.
മാതൃകാ സീഫിഡുകൾ (പോപുലഷൻ 1 സീഫിഡുകൾ, ടൈപ് 1 സീഫിഡുകൾ, അഥവാ ഡെൽറ്റ-സെഫി ചരങ്ങൾ) ഏതാനും ദിവസങ്ങൾ മുതൽ മാസങ്ങൾ വരെയുള്ള ഇടവേളകളിൽ കൃത്യമായി സ്‍പന്ദനം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നവയാണ്. ഇവ പോപ്പുലേഷൻ 1 ഗണത്തിൽപ്പെടുന്ന,സൂര്യന്റെ 4-20ഇരട്ടിവരെ ഭാരവും,100,000ഇരട്ടി പ്രഭയുമുള്ള ചരനക്ഷത്രങ്ങളാണ്. ഇവ F6 – K2 സ്പെക്ട്രൽ ഗണത്തിൽപ്പെടുന്ന അതിഭീമനക്ഷത്രങ്ങളാണ്.ഓരോ pulsation cycleലും അവയുടെ ആരം ഒരു മില്യൻ കിലോമീറ്റർ വരെ വ്യത്യാസപ്പെടാം. ക്ലാസിക്കൽ സെഫീഡുകൾ ഗ്യാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരം കണ്ടെത്താനും അതുവഴി ഹബിൾ സ്ഥിരാങ്കം നിർണയിക്കാനും ഉപയോഗിക്കാം.ഇവ സൂര്യനേക്കാൾ 4 മുതൽ 20 ഇരട്ടി വരെ പിണ്ഡവും[8], 100,000 ഇരട്ടി വരെ പ്രകാശതീവ്രതയും ഉള്ളവയാണ്. [9]
F6 - K2 എന്ന സ്‍പെൿട്രൽ ശ്രേണിയിൽപ്പെടുന്ന മഞ്ഞ ഭീമൻമാർ ആയ സീഫിഡുകളുടെ വ്യാസാർദ്ധം ഓരോ സ്‍പന്ദനചക്രത്തിലും ദശലക്ഷക്കണക്കിന് കിലോമീറ്ററുകൾ വ്യത്യാസപ്പെടാറുണ്ട്.[10][11]
ഒരേ പ്രാദേശിക ഗ്രൂപ്പിൽ പെടുന്നതും, അല്ലാത്തതുമായ ഗ്യാലക്സികൾ തമ്മിലുള്ള അകലം കണക്കാക്കുന്നതിനും, അങ്ങനെ ഹബ്ബ്‍ൾ സ്ഥിരാങ്കം നിർണയിക്കുന്നതിനും ഇത്തരം സീഫിഡുകൾ പ്രയോജനപ്പെടുന്നു.[3][4][6][12][13] നമ്മുടെ ഗ്യാലക്സിയായ ആകാശഗംഗയെക്കുറിച്ച് കൂടുതൽ മനസ്സിലാക്കുന്നതിനും മാതൃകാ സീഫിഡുകൾ ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഗാലക്സിക-തലത്തിൽ നിന്നും സൂര്യന്റെ അകലവും, ഗ്യലക്സിയുടെ സർപ്പിളാകാരവും ഇങ്ങനെ നിർണയിക്കാവുന്നതാണ്.[5]
ടൈപ് II സീഫിഡുകൾ (പോപുലഷൻ II സീഫിഡുകൾ) 1 മുതൽ 50 ദിവസങ്ങൾ വരെയുള്ള ഇടവേളകളിൽ കൃത്യമായി സ്‍പന്ദനം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നവയാണ്. [14][15]
ഏതാണ്ട് സൂര്യന്റെ പകുതി മാത്രം പിണ്ഡമുള്ള, ലോഹാംശം കുറവായ, വയസൻ(~10 Gyr) നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ഇവ.
സ്പന്ദന-ഇടവേളയുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ ഇത്തരം സീഫിഡുകളെ പല ഉപവിഭാഗങ്ങളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. സ്പന്ദനസമയം 1-4 ദിവസം ആയവ ബിഎൽ-ഹെർകുലീസ് വിഭാഗത്തിലും, 10-20 ദിവസം ആയവ ഡബ്ളിയു-വിർജിനിസ് വിഭാഗത്തിലും, അതിനു മുകളിൽ സ്പന്ദനകാലം ഉള്ളവ ആർവി-ടൗറി വിഭാഗത്തിലും ഉൾപ്പെടുന്നു[14][15]
1784 സെപ്തംബർ 10 - ന്, എഡ്വേർഡ് പിഗോട്ട്, മാതൃകാ സീഫിഡുകളുടെ ശ്രേണിയിൽ പെട്ട ആദ്യ ചരനക്ഷത്രമായ ഈറ്റാ അക്വിലൈ യുടെ ചര-സ്വഭാവം നിരീക്ഷിച്ചു. എന്നാൽ ഏതാനും മാസങ്ങൾക്ക് ശേഷം ജോൺ ഗുഡ്റിക് കണ്ടെത്തിയ ഡെൽറ്റ സെഫൈ-യിൽ നിന്നാണ് സീഫിഡുകൾക്ക് ആ പേര് ലഭിച്ചത്.
മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡ്സ് ഗാലക്സിയിലെ നിരവധി ചരനക്ഷത്രങ്ങളെ ഗവേഷണ വിധേയമാക്കി ഹെൻറീറ്റ സ്വാൻ ലെവിറ്റ്, 1908-ൽ, സീഫിഡുകളുടെ പ്രകാശതീവ്രതയും സ്പന്ദന കാലാവധിയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം തിരിച്ചറിഞ്ഞു.[22] 1912-ൽ ഈ ഗവേഷണ പ്രബന്ധം അവർ കൂടുതൽ നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ വിപുലീകരിച്ച് പ്രസിദ്ധീകരിക്കുകയുണ്ടായി. [23]
1913-ൽ, എയ്നാർ ഹെർട്സ്പ്രുങ്ങ് (Ejnar Hertzsprung) സീഫിഡുകളെ അധികരിച്ച് ചില നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തി.
1915-ൽ, ഹാർലോ ഷാപ്ലേ (Harlow Shapley) ആകാശഗംഗയുടെ ആകൃതിയിലും വലിപ്പത്തിലും പ്രാരംഭ-നിയന്ത്രണങ്ങൾ (initial constraints) ആരോപിക്കുന്നതിനും, ആകാശഗംഗയിലെ സൂര്യന്റെ സ്ഥാനം നിര്നയിക്കുന്നതിനുംസീഫിഡുകളെ ആധാരമാക്കി. In 1915, Harlow Shapley used Cepheids to place initial constraints on the size and shape of the Milky Way, and of the placement of our Sun within it.
1924-ൽ എഡ്വിൻ ഹബിൾ, ആൻഡ്രോമീഡ ഗാലക്സിയിലെ ചരനക്ഷത്രങ്ങളിലേക്കുള്ള അകലം നിർണയിക്കുകയും, അതുവഴി അവ ആകാശഗംഗയുടെ ഭാഗമല്ലെന്നു തെളിയിക്കുകയും ചെയ്തു. അങ്ങനെ ആകാശഗംഗ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഒരേയൊരു ഗാലക്സിയാണെന്നും, അതല്ല വിശാലമായ പ്രപഞ്ചത്തിലെ അനേക ഗാലക്സികളിലൊന്ന് മാത്രമാണെന്നുമുള്ള, പ്രശസ്തമായ ഏക പ്രപഞ്ച സംവാദത്തിനു തീർപ്പ് കൽപ്പിക്കപ്പെട്ടു.[24]
↑Udalski, A.; Soszynski, I.; Szymanski, M.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wozniak, P.; Zebrun, K. (1999). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Cepheids in the Magellanic Clouds. IV. Catalog of Cepheids from the Large Magellanic Cloud". Acta Astronomica. 49: 223. arXiv:astro-ph/9908317. Bibcode:1999AcA....49..223U.
↑Soszynski, I.; Poleski, R.; Udalski, A.; Szymanski, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzynski, G.; Wyrzykowski, L.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K. (2008). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. I. Classical Cepheids in the Large Magellanic Cloud". Acta Astronomica. 58: 163. arXiv:0808.2210. Bibcode:2008AcA....58..163S.
↑ 3.03.1Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F.; Gibson, Brad K.; Ferrarese, Laura; Kelson, Daniel D.; Sakai, Shoko; Mould, Jeremy R.; Kennicutt, Jr., Robert C.; Ford, Holland C. (2001). "Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant". The Astrophysical Journal. 553: 47–72. arXiv:astro-ph/0012376. Bibcode:2001ApJ...553...47F. doi:10.1086/320638.
↑Benedict, G. Fritz; McArthur, B. E.; Fredrick, L. W.; Harrison, T. E.; Slesnick, C. L.; Rhee, J.; Patterson, R. J.; Skrutskie, M. F.; Franz, O. G.; Wasserman, L. H.; Jefferys, W. H.; Nelan, E.; van Altena, W.; Shelus, P. J.; Hemenway, P. D.; Duncombe, R. L.; Story, D.; Whipple, A. L.; Bradley, A. J. (2002). Astrometry with the Hubble Space Telescope: A Parallax of the Fundamental Distance Calibrator δ Cephei, AJ
↑ 14.014.1Wallerstein, George (2002). "The Cepheids of Population II and Related Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 114 (797): 689–699. Bibcode:2002PASP..114..689W. doi:10.1086/341698.
↑ 15.015.1Soszyński, I.; Udalski, A.; Szymański, M. K.; Kubiak, M.; Pietrzyński, G.; Wyrzykowski, Ł.; Szewczyk, O.; Ulaczyk, K.; Poleski, R. (2008). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. II.Type II Cepheids and Anomalous Cepheids in the Large Magellanic Cloud". Acta Astronomica. 58: 293. arXiv:0811.3636. Bibcode:2008AcA....58..293S.
↑Kubiak, M.; Udalski, A. (2003). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Population II Cepheids in the Galactic Bulge". Acta Astronomica. 53: 117. arXiv:astro-ph/0306567. Bibcode:2003AcA....53..117K.
↑Matsunaga, Noriyuki; Fukushi, Hinako; Nakada, Yoshikazu; Tanabé, Toshihiko; Feast, Michael W.; Menzies, John W.; Ita, Yoshifusa; Nishiyama, Shogo; Baba, Daisuke (2006). "The period-luminosity relation for type II Cepheids in globular clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 370 (4): 1979–1990. arXiv:astro-ph/0606609. Bibcode:2006MNRAS.370.1979M. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10620.x.
↑Feast, Michael W.; Laney, Clifton D.; Kinman, Thomas D.; Van Leeuwen, Floor; Whitelock, Patricia A. (2008). "The luminosities and distance scales of type II Cepheid and RR Lyrae variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (4): 2115–2134. arXiv:0803.0466. Bibcode:2008MNRAS.386.2115F. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13181.x.
↑Majaess, D. J. (2010). "RR Lyrae and Type II Cepheid Variables Adhere to a Common Distance Relation". The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 38: 100. arXiv:0912.2928. Bibcode:2010JAVSO..38..100M.
↑Leavitt, Henrietta S. (1908). "1777 variables in the Magellanic Clouds". Annals of Harvard College Observatory. 60: 87. Bibcode:1908AnHar..60...87L.
↑Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (1912). "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud". Harvard College Observatory Circular. 173: 1. Bibcode:1912HarCi.173....1L.
