نجوم و کیهان‌شناسی

ناپایداری گرانشی، ایده­ی کلیدی در توضیح شیوه­ی تحول ساختارها در جهان است. اگر قرار بر این است که مواد دور هم جمع شده، ساختارها را به­وجود آورند، یک نیروی دوربُرد مورد نیاز می­باشد، و گرانش تنها نامزد شناخته شده است. (گرچه الکترومغناطیس یک نیروی دوربُرد است، خنثاییِ بار باعث می­شود که نفوذ آن در مقیاس­های بزرگ بی­اهمیت باشد.) تصویر مبنا به صورتی است که در پی می­آید.

تصور کنید در یک زمان اولیه، مثلاً هنگام واجفتیدگی، بی نظمی­های کوچکی در توزیع ماده وجود داشته باشد. مناطقی که ماده بیش­تری دارند، نیروی گرانشی بزرگ­تری را بر نقاط هم‌جوار وارد می­کنند، و لذا میل دارند مواد اطراف را به­سوی خود بکشند. این مواد اضافی به نوبه خود، آن­ها را متراکم­تر از قبل ساخته، جاذبه گرانشی را افزایش می­دهد، و بدین ترتیب کشش آن­ها بر همسایگانشان تقویت می­شود. بنابراین یک توزیع نامنظم ماده، تحت نفوذ گرانش، ناپایدار است، و با گذشت زمان بیش از پیش نامنظم می­گردد.

این ناپایداری دقیقاً همان چیزی است که به­وسیله­ی آن می­توان مشاهداتی را که نشان می­دهد جهان کنونی بسیار نامنظم­تر از زمان واجفتیدگی است، توضیح داد. دانشمندان تقریباً به اتفاق پذیرفته­اند که ناپایداری گرانشی عامل اولیه­ای است که به تشکیل ساختارها منجر شد. این تصویر به صورت فریبنده­ای ساده است؛ و در دنیای واقعی، این حقیقت که فرایندهای متعدد دیگری نیز می­توانند علیرغم نقش اصلی گرانش، تأثیرگذار بوده، وضعیت را پیچیده­تر کنند، این تصویر ساده را ضایع کرده است. برای مثال، می­دانیم که تابش دارای فشاری متناسب با چگالی آن است، و در زمان تشکیل ساختار، بی­نظمی­ها گرادیان­های فشاری تولید می­کنند که نیروی حاصل از آن، با رمبش گرانشی مخالفت می­کند. می­دانیم که نوترینوها به­صورت نسبیتی حرکت می­کنند و با دیگر مواد برهم­کنشی ندارند، لذا می­توانند از ساختارهایی که شکل می­گیرند، بگریزند. به مجرد آغاز تشکیل ساختار، بر اثر اخترفیزیک پیچیده­ی ستارگان، به­ویژه ابرنواخترها، بار دیگر انرژی به محیط بین­کهکشانی تزریق می­شود، و مناطقی که هنوز رمبش گرانشی خود را تکمیل نکرده­اند تحت نفوذ قرار می­گیرند.

سومین گروه مهم از متغیرهای تپنده، ستاره­های آرآر شلیاق )RR Lyrae Stars( هستند. تغییرات روشنایی در این گروه کمتر از قیفاووسی­ها است، و معمولاً کمتر از یک قدر می­باشد. دوره تناوب آنها نیز کوتاه­تر است، کمتر از یک روز. ستارگان آرآر شلیاق، مانند ستاره­های دبلیو سنبله، به گروه ستارگان کهنسال جمعیت دو (Population II Stars)تعلق دارند. این متغیرها در خوشه­های کروی (Globular Clusters) فراوان­اند، از اینرو قبلاً آنها را متغیرهای خوشه­ای (Cluster Variables) می­نامیدند.

قدر مطلق  ستاره­های آرآر شلیاق حدود ۰/۳ ± ۰/۶ می­باشد. آنها تقریباً ­سن و جرم یکسانی دارند.؛ از اینرو، مرحله­ی تحولی یکسانی را به­نمایش می­گذارند. در این مرحله، هلیوم سوختن خود را تازه در هسته آغاز کرده است. با توجه به اینکه قدر مطلق ستاره­های آرآر شلیاق معلوم است، می­توان از آنها در تعیین فاصله تا خوشه­های کروی استفاده نمود.

کتاب مبانی ستاره‌شناسی، صفحه 291