Синяя петля
В области звездной эволюции синяя петля — это этап в жизни эволюционировавшей звезды, на котором она меняется от холодной звезды к более горячей, прежде чем снова остыть. Название происходит от формы эволюционного пути на диаграмме Герцшпрунга-Рассела , который образует петлю к синей (т.е. более горячей) стороне диаграммы, к месту, называемому ветвью голубого гиганта . [1]
Синие петли могут возникать у красных сверхгигантов , звезд ветви красных гигантов или ветви гигантов асимптотических звезд . Некоторые звезды могут иметь более одной синей петли. Многие пульсирующие переменные звезды , такие как цефеиды, представляют собой звезды с голубой петлей. Звезды на горизонтальной ветви обычно не называют синими петлями, хотя они временно горячее, чем на ветвях красных гигантов или асимптотических гигантов. Петли возникают слишком медленно, чтобы их можно было наблюдать для отдельных звезд, но они выводятся из теории, а также из свойств и распределения звезд на диаграмме H – R.
Красные гиганты
[ редактировать ]
Большинство звезд ветви красных гигантов (RGB) имеют инертное гелиевое ядро и остаются в RGB до тех пор, пока гелиевая вспышка не переместит их в горизонтальную ветвь. Однако звезды массивнее примерно 2,3 M ☉ не имеют инертного ядра. Они плавно воспламеняют гелий, прежде чем достигнут кончика ветви красных гигантов , и становятся горячее, пока сжигают гелий в своих ядрах. На этой фазе более массивные звезды становятся более горячими, а звезды размером примерно 5 M ☉ и выше обычно считаются испытывающими синюю петлю, которая длится порядка миллиона лет. Этот тип синей петли возникает только один раз за всю жизнь звезды. [2] [3] [4]
Асимптотическая гигантская ветвь
[ редактировать ]Звезды асимптотической ветви гигантов (AGB) имеют в основном инертные ядра из углерода и кислорода и поочередно соединяют водород и гелий в концентрических оболочках вокруг ядра. Начало горения гелиевой оболочки вызывает тепловой импульс , и в некоторых случаях это приводит к тому, что звезда временно повышает свою температуру и выполняет синюю петлю. Когда оболочки поочередно включаются и выключаются, может возникнуть множество тепловых импульсов, а в одной и той же звезде может возникнуть несколько синих петель. [5]
Красные сверхгиганты
[ редактировать ]Красные сверхгиганты — это массивные звезды, покинувшие главную последовательность , сильно расширившиеся и остывшие. Их высокая светимость и низкая поверхностная гравитация означают, что они быстро теряют массу. Самые яркие красные сверхгиганты могут терять массу достаточно быстро, становясь горячее и меньшими. У самых массивных звезд это может привести к тому, что звезда навсегда выйдет из стадии красного сверхгиганта и станет синим сверхгигантом, но в некоторых случаях звезда выполнит синюю петлю и вернется в состояние красного сверхгиганта. [6] [7] VY Canis Majoris — один из таких кандидатов на роль звезды во второй фазе красного сверхгиганта. [8]
Полоса нестабильности
[ редактировать ]Звезды, совершающие синие петли, пересекают желтую часть диаграммы H – R над главной последовательностью, так что многие из них пересекают область, называемую полосой нестабильности, поскольку внешние слои звезд в этой области нестабильны и пульсируют. Считается, что звезды из асимптотической ветви гигантов, пересекающие полосу нестабильности во время синей петли, становятся переменными W Virginis . Считается, что более массивные звезды, пересекающие полосу нестабильности во время синей петли от ветви красных гигантов, составляют переменные δ Цефеи . Оба типа звезд на этом этапе своей жизни имеют яркие и нестабильные фотосферы и часто имеют спектры сверхгигантов , хотя большинство из них недостаточно массивны, чтобы когда-либо синтезировать углерод или достичь сверхновой . [5] [9] [10]
Примеры
[ редактировать ]Яркие примеры звезд, которые, как полагают, находятся в фазе синей петли, включают:
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б Юдже, Кутлуай (2003). «Спектральный анализ 4 Lacertae и ν Cephei» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (809): 888. Бибкод : 2003PASP..115..888Y . дои : 10.1086/376397 . ISSN 0004-6280 . JSTOR 10.1086/376397 .
- ^ Полс, Онно (сентябрь 2009 г.). «Глава 9: Эволюция после главной последовательности посредством горения гелия» (PDF) . Звездная структура и эволюция (конспекты лекций). Архивировано из оригинала (PDF) 20 мая 2019 г. Проверено 17 января 2019 г.
- ^ Сюй, HY; Ли, Ю. (2004). «Синие петли звезд промежуточных масс. I. Циклы CNO и синие петли» . Астрономия и астрофизика . 418 : 213–224. Бибкод : 2004A&A...418..213X . дои : 10.1051/0004-6361:20040024 .
- ^ Халаби, Гина М.; Эль-Ид, Муниб (2012). «Чувствительность синих петель звезд промежуточной массы к ядерным реакциям». Серия конференций Американского института физики . 1498 (1): 334. arXiv : 1410.1652 . Бибкод : 2012AIPC.1498..334H . дои : 10.1063/1.4768514 . S2CID 7679927 .
- ^ Jump up to: а б Грёневеген, Массачусетский технический университет; Юркович, Мичиган (2017). «Светимость и избыток инфракрасного излучения в типе II и аномальных цефеидах в Больших и Малых Магеллановых Облаках». Астрономия и астрофизика . 603 : А70. arXiv : 1705.00886 . Бибкод : 2017A&A...603A..70G . дои : 10.1051/0004-6361/201730687 . S2CID 118883548 .
- ^ Мейнэ, Жорж; Георгий, Кирилл; Хирши, Рафаэль; Медер, Андре; Мэсси, Фил; Пшибилла, Норберт; Ньева, М.-Фернанда (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива одной массивной звезды». Бюллетень Королевского общества наук Льежа . 80 : 266. arXiv : 1101.5873 . Бибкод : 2011BSRSL..80..266M .
- ^ Сайо, Хидеюки; Георгий, Кирилл; Мейне, Жорж (2013). «Эволюция голубых сверхгигантов и переменных α Лебедя: загадочное содержание CNO на поверхности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 433 (2): 1246. arXiv : 1305.2474 . Бибкод : 2013MNRAS.433.1246S . дои : 10.1093/mnras/stt796 .
- ^ Хамфрис, Роберта (июль 2016 г.). «LBV, гипергиганты и самозванцы — свидетельства событий с большой потерей массы» . Физический журнал: серия конференций . 728 (2): 022007. Бибкод : 2016JPhCS.728b2007H . дои : 10.1088/1742-6596/728/2/022007 . S2CID 125806208 .
- ^ Тернер, Дэвид Г.; Абдель-Сабур Абдель-Латиф, Мохамед; Бердников, Леонид Н. (2006). «Скорость изменения периода как диагностика свойств цефеид». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 118 (841): 410–418. arXiv : astro-ph/0601687 . Бибкод : 2006PASP..118..410T . дои : 10.1086/499501 . S2CID 12830101 .
- ^ Дюрбек, HW; Зейтер, WC (1996). «5.1.2.1 Цефеиды – КЭП». Звезды и звездные скопления . Ландольт-Бёрнштейн - Группа VI Астрономия и астрофизика. Том. 3Б. стр. 134–139. дои : 10.1007/10057805_40 . ISBN 978-3-540-56080-7 .
- ^ Смильянич, Р.; Барбюи, Б.; Де Медейрос-младший; Медер, А. (апрель 2006 г.). «CNO в эволюционировавших звездах промежуточной массы» . Астрономия и астрофизика . 449 (2): 655–671. дои : 10.1051/0004-6361:20054377 . ISSN 0004-6361 .
- ^ Пшибилла, Н.; Батлер, К.; Беккер, СР; Кудрицкий, Р.П. (январь 2006 г.). «Количественная спектроскопия сверхгигантов типа BA». Астрономия и астрофизика . 445 (3): 1099–1126. arXiv : astro-ph/0509669 . Бибкод : 2006A&A...445.1099P . дои : 10.1051/0004-6361:20053832 . ISSN 0004-6361 .
