Полоса нестабильности
Безоговорочный термин « полоса нестабильности» обычно относится к области диаграммы Герцшпрунга – Рассела, в основном занятой несколькими родственными классами пульсирующих переменных звезд : [ 1 ] Переменные Delta Scuti , переменные SX Phoenicis и быстро колеблющиеся Ap-звезды (roAps) вблизи главной последовательности ; Переменные RR Лиры там, где она пересекает горизонтальную ветвь ; и переменные цефеид там, где она пересекает сверхгигантов.
Также часто считается, что переменные RV Тельца лежат в полосе нестабильности, занимая область справа от более ярких цефеид (при более низких температурах), поскольку их звездные пульсации объясняются тем же механизмом.
Позиция на диаграмме ЧСС
[ редактировать ]
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела отображает реальную светимость звезд в зависимости от их эффективной температуры (их цвет , определяемый температурой их фотосферы ). Полоса нестабильности пересекает главную последовательность (заметную диагональную полосу, идущую от верхнего левого угла к нижнему правому) в области звезд A и F (1–2 Солнца массы ( M ☉ )) и простирается до G и ранних K яркие сверхгиганты (ранние M, если включены как минимум звезды RV Тельца). Выше главной последовательности подавляющее большинство звезд в полосе нестабильности являются переменными. Там, где полоса нестабильности пересекает главную последовательность, подавляющее большинство звезд стабильны, но есть некоторые переменные, в том числе звезды roAp и переменные Дельта Щита . [ 2 ]
Пульсации
[ редактировать ]Звезды в полосе нестабильности пульсируют за счет He III (дважды ионизованного гелия), [ 1 ] в процессе, основанном на каппа-механизме . У обычных звезд класса AFG He в звездной фотосфере нейтрален. Глубже под фотосферой, где температура достигает 25 000–30 000 К , начинается слой He II (первая ионизация He). Вторая ионизация гелия (He III) начинается на глубинах, где температура составляет 35 000–50 000 К.
Когда звезда сжимается, плотность и температура слоя He II увеличиваются. Увеличенной энергии достаточно, чтобы удалить единственный оставшийся электрон в He II, превратив его в He III (вторая ионизация ). Это приводит к увеличению непрозрачности слоя He и эффективному поглощению потока энергии из недр звезды. Температура ядра звезды увеличивается, что приводит к ее расширению. После расширения He III остывает и начинает рекомбинировать со свободными электронами с образованием He II, и непрозрачность звезды уменьшается. Это позволяет захваченному теплу распространяться к поверхности звезды. Когда достаточная энергия излучается, перекрытие звездного материала снова заставляет слой He II сжиматься, и цикл начинается с самого начала. Это приводит к наблюдаемому увеличению и уменьшению температуры поверхности звезды. [ 3 ] У некоторых звезд пульсации вызваны пиком непрозрачности ионов металлов при температуре около 000 К. 200 [ 4 ]
пульсациями звезды Фазовый сдвиг между радиальными и изменениями блеска зависит от расстояния зоны He II от поверхности звезды в звездной атмосфере . Для большинства цефеид это создает отчетливо асимметричную наблюдаемую кривую блеска, быстро увеличивающуюся до максимума и медленно снижающуюся до минимума. [ 5 ]
Другие пульсирующие звезды
[ редактировать ]Существует несколько типов пульсирующих звезд, не встречающихся в полосе нестабильности и пульсация которых обусловлена разными механизмами. При более низких температурах находятся длиннопериодические переменные звезды AGB . При более высоких температурах находятся переменные Бета Цефеи и PV Телескопии . Прямо на краю полосы нестабильности возле главной последовательности находятся переменные Гамма Дорадус . Группа белых карликов состоит из трех отдельных областей и типов переменных: белые карлики DOV, DBV и DAV (= переменные ZZ Ceti ). Каждому из этих типов пульсирующей переменной соответствует полоса нестабильности. [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] создается областями частичной ионизации переменной непрозрачности, отличными от гелия. [ 1 ]
Большинство сверхгигантов высокой светимости в некоторой степени переменны, включая переменные Альфа Лебедя . В определенной области более ярких звезд над полосой нестабильности находятся желтые гипергиганты , имеющие нерегулярные пульсации и извержения. Более горячие светящиеся синие переменные могут быть связаны между собой и показывать схожие краткосрочные и долгосрочные изменения спектра и яркости с нерегулярными извержениями. [ 9 ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с Гаутши, А.; Сайо, Х. (1996). «Звездные пульсации на диаграмме ЧСС: Часть 2». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 34 : 551–606. Бибкод : 1996ARA&A..34..551G . дои : 10.1146/annurev.astro.34.1.551 .
- ^ Брайан Уорнер, изд. (1992). Переменные звезды и галактики: симпозиум в честь профессора Майкла В. Фиста по случаю его ухода с поста директора Южноафриканской астрономической обсерватории, состоявшийся в Кейптаунском университете 5-7 февраля 1992 года . Астрономическое общество Тихого океана. ISBN 978-0-937707-49-4 . OCLC 1166923794 .
- ^ Нортон, Эндрю (2021). Понимание Вселенной: физика космоса от квазаров до кварков . ЦРК Пресс. п. 185. ИСБН 9781000383911 .
- ^ Мине Такеути; Дж. Роберт Бухлер, ред. (6 декабря 2012 г.). Нелинейные явления в звездной переменности . Springer Science & Business Media. стр. 70–. ISBN 9789401110624 . OCLC 1243544743 .
- ^ К. де Лор; К. Дум (6 декабря 2012 г.). Строение и эволюция одиночных и двойных звезд . Springer Science & Business Media. стр. 232–. ISBN 9789401125024 .
- ^ Бошан, А.; Весемаэль, Ф.; Бержерон, П.; Фонтейн, Г.; Саффер, РА; Либерт, Джеймс; Брассар, П. (1999). «Спектроскопические исследования белых карликов DB: полоса нестабильности пульсирующих звезд DB (V777 Herculis)» . Астрофизический журнал . 516 (2): 887. Бибкод : 1999ApJ...516..887B . дои : 10.1086/307148 .
- ^ Старрфилд, Южная Каролина ; Кокс, АН; Ходсон, Юго-Запад; Песнелл, В.Д. (1983). «Открытие полос нерадиальной нестабильности для горячих эволюционировавших звезд». Астрофизический журнал . 268 : Л27. Бибкод : 1983ApJ...268L..27S . дои : 10.1086/184023 .
- ^ Дюпре, М.-А.; Григачене, А.; Гарридо, Р.; Габриэль, М.; Скуфлер, Р. (2004). «Теоретические полосы нестабильности звезд δ Scuti и γ Doradus» . Астрономия и астрофизика . 414 (2): Л17. Бибкод : 2004A&A...414L..17D . дои : 10.1051/0004-6361:20031740 .
- ^ Марсио Кателан; Гораций А. Смит (23 марта 2015 г.). Пульсирующие звезды . Джон Уайли и сыновья. стр. 432–. ISBN 978-3-527-40715-6 .
