Ta članek je med solidnimi članki

Modra zanka

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Evolucijska proga zvezda, ki tehta 5 M

Modra zanka je faza evolucije zvezd vmesne mase, v katerih jedrih gori helij . V tem času se površina zvezde najprej segreje in nato spet ohladi, zvezda pa opisuje zanko v Hertzsprung-Russellovem diagramu . Posledično lahko takšne zvezde prečkajo pas nestabilnosti in jih opazimo kot klasične cefeide . Ta stopnja evolucije sledi veji rdečih velikanov in se konča s prehodom v asimptotično vejo velikanov .

Specifikacije

Zvezdasta struktura na modri zanki

Medtem ko je zvezda v modri zanki, ima delno konvektivno in sprva večinoma helijevo jedro ter ovojnico, sestavljeno predvsem iz vodika . V jedru se zgoreva helij, v jedru pa se kopičita ogljik in kisik , na vmesniku med jedrom in lupino pa se helij sintetizira iz vodika v večplastnem viru, predvsem skozi cikel CNO[1][2] . Začetne mase zvezd, ki padajo na modro zanko, so v razponu od 2,3 M do 10-12 M , kar je posledica poteka evolucije zvezd (glej spodaj [⇨] )[3] .

Evolucija

Bivanje zvezde na veji rdečih velikanov se konča z začetkom jedrskega izgorevanja helija v središču zvezde. Kako se to zgodi, je odvisno od mase zvezde: pri zvezdah, ki so manjše od 2,3 M ⊙, se pojavi helijev blisk , zaradi katerega zvezda hitro preide v vodoravno vejo ali v rdečo kopico , pri zvezdah z večjo mase, začne helij postopoma goreti, zaradi česar zvezda preide v modro zanko[4][5] [6] .

Ko zapusti vejo rdečih velikanov, se svetilnost zvezde zmanjša. Ko je zvezda na modri zanki, se površina zvezde najprej segreje in zvezda postane bolj modra, nato se spet ohladi in zvezda postane rdeča; V tem primeru se lahko svetilnost praviloma razlikuje v majhnem območju. Tako na diagramu Hertzsprung – Russell zvezda opisuje zanko, kar pojasnjuje ime te stopnje[4][5] .

Velikost zanke na diagramu - to je sprememba temperature zvezde med njenim bivanjem na njej - se močno poveča s povečanjem mase zvezde. Ta težnja se pojavlja za masno območje do 10-12 M , pri zvezdah z večjo maso pa modra zanka izgine, saj se gorenje helija v njih začne kratek čas po odhodu iz glavnega zaporedja , ko temperatura zvezde je dovolj visoka. Odvisnost velikosti in oblike modre zanke od kemične sestave zvezde je zapletena, vendar na splošno velja, da večja kot je frakcija helija in nižja je kovina , bolj je modra zanka razširjena. V nekaterih primerih ima zvezda lahko sekundarne modre zanke[3] .

Čas, ki ga zvezde preživijo na modri zanki, je približno 20 % časa, v katerem so na glavnem zaporedju - na primer za maso zvezde 5 M je to obdobje staro 22 milijonov let, za zvezdo pa masa 10 M - 4 milijone. Ob upoštevanju dejstva, da reakcije, ki vključujejo helij, sprostijo red velikosti manj energije na enoto mase kot reakcije, ki vključujejo vodik, sama zvezda pa je na tej stopnji veliko svetlejša kot na glavnem zaporedju, je to precej dolgo obdobje. To trajanje te stopnje je doseženo zaradi dejstva, da zvezde na njej ustvarijo pomemben delež energije zaradi zgorevanja vodika, pogosto celo več kot zaradi zgorevanja helija[4] .

Sčasoma se helij v jedru izčrpa. Od neke točke naprej se reakcije z njeno udeležbo nadaljujejo le v lupini jedra, ki je postalo inertno, zaradi česar se zvezda začne širiti in preide v asimptotično vejo velikanov[5][7] .

Gibanje vzdolž diagrama zvezd asimptotične veje velikanov, ki doživljajo toplotne pulzacije, včasih imenujemo tudi modre zanke, čeprav imajo takšne zvezde različne parametre in strukturo [8] .

Spremenljivost

Na stopnji modre zanke lahko zvezde padejo na pas nestabilnosti - območje Hertzsprung - Russellovega diagrama, v katerem so zvezde nestabilne na pulzacije. Takšne zvezde opazimo kot klasične cefeide . Če se izkaže, da je modra zanka dovolj dolga, potem zvezda prečka pas nestabilnosti od nizkih temperatur do visokih temperatur in nato spet nazaj in dvakrat vstopi v fazo Cefeida. V manjši meri zvezda, če postane cefeida, le enkrat: ne doseže visokotemperaturne meje nestabilnega pasu[5] [9] .

Čeprav lahko zvezde postanejo cefeidi tudi na drugih stopnjah evolucije, na primer podgiganti , se modra zanka od drugih stopenj razlikuje po daljšem trajanju. To vodi v dejstvo, da je verjetnost opazovanja cefeidov na tej stopnji največja [9] .

Opombe (uredi)

  1. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 142, 173-174.
  2. Karttunen et al., 2007 , str. 249-252.
  3. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 173-179.
  4. 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 173-174.
  5. 1 2 3 4 Karttunen et al., 2007 , str. 250.
  6. Kazalniki zvezdic . Astronet . Datum zdravljenja: 17. 3. 2021. Arhivirano 24. 6. 2021.
  7. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 187.
  8. Groenewegen M. a. T., Jurkovic MI Luminosities in infrardeči presežek v tipu II in anomalni cefeidi v velikih in malih Magellanovih oblakih (angleščina) // Astronomy & Astrophysics. - 01.07.2017. - Zv. 603 . - str. A70 . - ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201730687 .
  9. 1 2 Engle, S. The Secret Lives of Cepheids: A Multi-wavelength Study of the Atmospheres and Real-Time Evolution of Classical Cepheids . - 01.02.2015. - S. 20-22 .

Literatura