Нестабильная полоса
Неквалифицированный термин полоса нестабильности обычно относится к области диаграммы Герцшпрунга-Рассела , в основном занятой несколькими связанными классами пульсирующих переменных звезд : [1] переменные типа Дельта Щита , переменные типа SX Феникса и быстро осциллирующие Ap-звезды (roAps) вблизи главной последовательности ; переменные типа RR Лиры , где она пересекает горизонтальную ветвь ; и переменные типа цефеиды , где она пересекает сверхгиганты.
Переменные типа RV Тельца также часто рассматриваются как лежащие на полосе нестабильности, занимающие область справа от более ярких цефеид (при более низких температурах), поскольку их звездные пульсации приписываются тому же механизму.
Положение на диаграмме HR
Диаграмма Герцшпрунга -Рассела отображает реальную светимость звезд в зависимости от их эффективной температуры (их цвет , определяемый температурой их фотосферы ). Полоса нестабильности пересекает главную последовательность (выдающаяся диагональная полоса, которая идет сверху слева вниз справа) в области звезд A и F (1–2 массы Солнца ( M ☉ )) и простирается до ярких сверхгигантов G и ранних K (ранние M, если включены звезды RV Тельца в минимуме). 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, включая звезды roAp и переменные типа Дельта Щита . [2]
Пульсации
Звезды в полосе нестабильности пульсируют из-за He III (дважды ионизированный гелий), [1] в процессе, основанном на каппа-механизме . В обычных звездах 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 поток энергии из недр звезды эффективно поглощается. Температура ядра звезды увеличивается, что заставляет его расширяться. После расширения He III охлаждается и начинает рекомбинировать со свободными электронами, образуя He II, и непрозрачность звезды уменьшается. Это позволяет захваченному теплу распространяться к поверхности звезды. Когда достаточно энергии излучается, наложение звездного материала снова заставляет слой He II сжиматься, и цикл начинается с начала. Это приводит к наблюдаемому увеличению и уменьшению температуры поверхности звезды. [3] В некоторых звездах пульсации вызваны пиком непрозрачности ионов металлов примерно при200 000 К. [ 4]
Фазовый сдвиг между радиальными пульсациями звезды и изменениями яркости 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 уменьшающуюся обратно до минимума. [5]
Другие пульсирующие звезды
Существует несколько типов пульсирующих звезд, не обнаруженных на полосе нестабильности, пульсации которых вызваны различными механизмами. При более низких температурах находятся долгопериодические переменные звезды AGB . При более высоких температурах находятся переменные звезды Beta Cephei и PV Telescopii . Прямо на краю полосы нестабильности около главной последовательности находятся переменные звезды Gamma Doradus . Полоса белых карликов имеет три отдельных региона и типа переменных: DOV, DBV и DAV (= переменные ZZ Ceti ) белые карлики. Каждый из этих типов пульсирующих переменных имеет связанную полосу нестабильности [6] [7] [8], созданную областями частичной ионизации переменной непрозрачности, отличными от гелия. [1]
Большинство сверхгигантов высокой светимости несколько переменны, включая переменные Альфа Лебедя . В определенной области более ярких звезд над полосой нестабильности находятся желтые гипергиганты , которые имеют нерегулярные пульсации и извержения. Более горячие и яркие синие переменные могут быть связаны и показывают похожие краткосрочные и долгосрочные спектральные и яркостные изменения с нерегулярными извержениями. [9]
Ссылки
- ^ abc Gautschy, A.; Saio, H. (1996). «Звездные пульсации на диаграмме HR: Часть 2». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 34 : 551–606. Bibcode : 1996ARA&A..34..551G. doi : 10.1146/annurev.astro.34.1.551.
- ^ Брайан Уорнер, ред. (1992). Переменные звезды и галактики: Симпозиум в честь профессора Майкла В. Фиста в связи с его уходом на пенсию с поста директора Южноафриканской астрономической обсерватории, состоявшийся в Университете Кейптауна, 5-7 февраля 1992 г. Астрономическое общество Тихого океана. ISBN 978-0-937707-49-4. OCLC 1166923794.
- ^ Нортон, Эндрю (2021). Понимание Вселенной: физика космоса от квазаров до кварков. CRC Press. стр. 185. ISBN 9781000383911.
- ^ Майн Такеути; Дж. Роберт Бухлер, ред. (6 декабря 2012 г.). Нелинейные явления в звездной изменчивости. Springer Science & Business Media. стр. 70–. ISBN 9789401110624. OCLC 1243544743.
- ^ C. de Loore; C. Doom (6 декабря 2012 г.). Структура и эволюция одиночных и двойных звезд. Springer Science & Business Media. стр. 232–. ISBN 9789401125024.
- ^ Beauchamp, A.; Wesemael, F.; Bergeron, P.; Fontaine, G.; Saffer, RA; Liebert, James; Brassard, P. (1999). "Спектроскопические исследования белых карликов DB: полоса нестабильности пульсирующих звезд DB (V777 Herculis)". The Astrophysical Journal . 516 (2): 887. Bibcode :1999ApJ...516..887B. doi : 10.1086/307148 .
- ^ Starrfield, SG ; Cox, AN; Hodson, SW; Pesnell, WD (1983). "Открытие полос нерадиальной нестабильности для горячих, проэволюционировавших звезд". The Astrophysical Journal . 268 : L27. Bibcode : 1983ApJ...268L..27S. doi : 10.1086/184023.
- ^ Дюпре, М. -А.; Григасен, А.; Гарридо, Р.; Габриэль, М.; Скуфлер, Р. (2004). "Теоретические полосы нестабильности для звезд δ Щита и γ Золотой Рыбы". Астрономия и астрофизика . 414 (2): L17. Bibcode :2004A&A...414L..17D. doi : 10.1051/0004-6361:20031740 .
- ^ Марсио Кателан; Хорас А. Смит (23 марта 2015 г.). Пульсирующие звезды. John Wiley & Sons. стр. 432–. ISBN 978-3-527-40715-6.
