Sefítar eru svonefndar sveiflustjörnur sem sveiflast milli birtustiga með ákveðnum sveiflutíma. Slíkar stjörnur þekkjast á því að þær auka birtu sína fljótt og dofna síðan hægt og rólega aftur. Sefítar heita svo eftir d Cephei (delta í Sefeusi) sem var fyrsta stjarnan sem uppgötvaðist af þessari gerð, árið 1784. Sá er uppgötvaði hana var 19 ára enskur stjörnuáhugamaður að nafni John Goodricke (1764-1786). Hann galt lífið fyrir uppgötvun sína því að hann fékk lungnabólgu og lést stuttu seinna. Goodricke komst að því að stjarnan varð 2,3 sinnum bjartari en hún var þegar hún var hvað daufust. Sveiflutími birtubreytinganna er 5,4 dagar; eftir þann tíma endurtaka þær sig.
Sefíti breytir birtu sinni af því að hún þenst út og dregst saman aftur. Þetta ferli hafa menn rannsakað með litrófsathugunum en árið 1894 rannsakaði rússneski stjörnufræðingurinn Aristarkh Belopol’skii (1854-1934) litrófslínur d Cephei. Hann tók eftir því að þær færðust fram og til baka með sama 5,4 daga millibili og birtubreytingarnar. Við getum skýrt þessar færslur sem Doppler-hrif vegna breytinga á sjónlínuhraða (radial velocity) og dregið upp hraðalínurit. Ef hraðinn er neikvæður er stjarnan að þenjast út og ljósið færist í átt að bláu en ef hann er jákvæður er hún að dragast saman og við fáum rauðvik. Þegar stjarnan þenst út verður hún daufari en venjulega, en þegar hún dregst saman verður hún bjartari.
Ef ekki væri fyrir einhverja krafta myndi stjarnan óhjákvæmilega hætta að sveiflast. Árið 1918 kom breski stjörnufræðingurinn Arthur Eddington (1882-1944) fram með þá tilgátu að sveiflurnar væru til komnar vegna þess að stjarna er ógagnsærri þegar hún er samþjöppuð en þegar hún er þanin. Þegar stjarnan er samþjöppuð eykur innri hitinn þrýstinginn sem síðan þrýstir stjörnunni út á við og þegar stjarnan þenst losnar um hitann og þrýstingurinn minnkar. Við það fellur stjarnan saman.
Um 1960 fylgdi bandaríski stjörnufræðingurinn John Cox hugmynd Eddingtons eftir og sannaði að það er helín sem orsakar sveiflurnar. Venjulega þegar helín er samþjappað í stjörnu eykst hiti gassins og þá verður það gagnsætt. En í vissum lögum stjörnunnar gæti samþjöppun jónað helín (það er fjarlægt eina rafeind) í stað þess að hækka hitann. Jónað helín er fremur ógagnsætt og slík lög halda hitanum inni sem veldur því að stjarnan þenst út eins og Eddington sagði. Þessi útþensla veldur því að ytri lög kólna og jónað helín tekur aftur til sín rafeindir sem gerir gasið gagnsætt og gefur frá sér orku. Þá byrjar stjarnan að falla inn á við; helínið þjappast aftur og hringrásin hefst á ný.
Sefítar eru mikilvægir í stjörnufræði nútímans. Tveir eiginleikar þeirra gera stjörnufræðingum kleift að ákvarða fjarlægðir til mjög fjarlægra fyrirbæra. Í fyrsta lagi er hægt að koma auga á sefíta í margra milljón ljósára fjarlægð vegna þess að ljósmagnið er allt frá hundrað sinnum meira en ljósafl sólar og upp í 10 þúsund sinnum meira. Í öðru lagi er fast samband milli sveiflutíma og meðalbirtunnar. Daufustu sefítarnir breyta birtu sinni á stuttum tíma eða á einum til tveimur dögum en björtustu sefítarnir sveiflast mun hægar eða á um 100 dögum. Þetta samband er þekkt sem sveiflulýsilögmálið (period-luminosity relation).
Þegar stjörnufræðingur þekkir sveiflutímann getur hann notað þetta lögmál til að ákvarða ljósafl stjörnunnar. Hann mælir einnig sýndarbirtuna og getur þá fundið út fjarlægðina með því að nota einfalt lögmál sem kallast tvíveldislögmálið og segir til um hvernig sýndarbirta breytist með fjarlægð. Með því að nota sveiflulýsilögmálið á þennan hátt og bera saman við sefíta í öðrum vetrarbrautum hafa stjörnufræðingar getað reiknað út fjarlægðir til þeirra með ótrúlegri nákvæmni. Slíkar mælingar gegna viðamiklu hlutverki í viðleitni manna til að ákvarða stærð og byggingu alheimsins.
Sveiflurnar eru háðar magni þungra frumefna í ytri lögum stjörnunnar. Lítið magn slíkra frumefna getur nefnilega haft mikil áhrif á hversu ógagnsætt gasið í stjörnunni er. Af þessu leiðir að sefítar eru flokkaðir samkvæmt því hversu mikið er um málma í stjörnunni. Ef stjarna er mjög járnrík er hún nefnd sefíti af fyrstu gerð; en ef lítið er um málma í stjörnunni er hún nefnd sefíti af annarri gerð. Sveiflurnar í þessum stjörnum eru ólíkar og stjörnufræðingur þarf fyrst að ákvarða járnmagn í sefítanum út frá litrófi hans til þess að sjá af hvorri gerðinni hann er.
Heimildir:
Kaufmann, W.J., og Freedman, R.A.: Universe, 5. útgáfa. New York: W. H. Freeman & Company. 1998.
Hér getur þú sent okkur nýjar spurningar um vísindaleg efni.
Hafðu spurninguna stutta og hnitmiðaða og sendu aðeins eina í einu. Einlægar og vandaðar spurningar
um mikilvæg efni eru líklegastar til að kalla fram vönduð og greið svör. Ekki er víst að tími vinnist til að
svara öllum spurningum.
Persónulegar upplýsingar um spyrjendur eru eingöngu notaðar í starfsemi vefsins, til dæmis til að
svör verði við hæfi spyrjenda. Spurningum er ekki sinnt ef spyrjandi villir á sér heimildir eða segir ekki
nægileg deili á sér.
Spurningum sem eru ekki á verksviði vefsins er eytt.
Að öðru leyti er hægt að spyrja Vísindavefinn um allt milli himins og jarðar!
Sólin
Rís 05:43 • sest 21:13
í Reykjavík
Tunglið
Rís 13:37 • Sest 06:11
í Reykjavík
Flóð
Árdegis: 02:59 • Síðdegis: 15:47
í Reykjavík
Fjara
Árdegis: 09:39 • Síðdegis: 21:50
í Reykjavík
