Sininen silmukka on keskimassaisten tähtien evoluution vaihe, jonka ytimissä helium palaa . Tällä hetkellä tähden pinta ensin kuumenee ja sitten jäähtyy uudelleen, ja tähti kuvaa silmukkaa Hertzsprung-Russell-kaaviossa . Tämän seurauksena tällaiset tähdet voivat ylittää epävakauskaistan ja tulla havaittua klassisina kefeideinä . Tämä evoluutiovaihe seuraa punaisen jättihaaran jälkeen ja päättyy siirtymiseen asymptoottiseen jättimäiseen haaraan .
Vaikka tähti on sinisellä silmukalla, sillä on osittain konvektiivinen ja alun perin enimmäkseen heliumydin sekä verho, joka koostuu pääasiassa vedystä . Ytimessä heliumia palaa ja ytimeen kertyy hiiltä ja happea , ja ytimen ja kuoren rajapinnassa heliumia syntetisoidaan vedystä kerroslähteessä, pääasiassa CNO-kierron kautta [1] [2] . Siniselle silmukalle putoavien tähtien alkumassat ovat välillä 2,3 M ⊙ - 10-12 M ⊙ , mikä johtuu tähtien evoluutiosta (katso alla ) [3] .
Tähden viipyminen punaisella jättimäisellä oksalla päättyy heliumin ydinpalamisen alkamiseen tähden keskustassa. Kuinka tämä tarkalleen tapahtuu, riippuu tähden massasta: alle 2,3 M ⊙ tähdissä on heliumleima , jonka seurauksena tähti muuttuu nopeasti vaakasuoraksi haaraksi tai punaiseksi joukoksi , ja tähdillä, joiden massa on suurempi, helium palaminen alkaa vähitellen, jolloin tähti menee siniseen silmukkaan [4] [5] [6] .
Punaisesta jättiläisoksasta poistuttuaan tähden kirkkaus heikkenee. Kun tähti on sinisessä silmukassa, tähden pinta ensin lämpenee ja tähti muuttuu sinisemmäksi, sitten jäähtyy uudelleen ja tähti muuttuu punaiseksi; Tässä tapauksessa valoisuus voi yleensä muuttua pienellä alueella. Siten Hertzsprung-Russell-kaaviossa tähti kuvaa silmukkaa, joka määrittää tämän vaiheen nimen [4] [5] .
Kaavion silmukan koko – eli tähden lämpötilan muutos sen oleskelun aikana – kasvaa suuresti tähden massan mukana. Tällainen taipumus esiintyy massaalueella 10–12 M ⊙ asti , ja tähdillä, joilla on suurempi massa, sininen silmukka katoaa, koska heliumin palaminen niissä alkaa hetken kuluttua pääsekvenssistä poistumisen jälkeen , kun tähtien lämpötila nousee. tähti on riittävän korkea. Sinisen silmukan koon ja muodon riippuvuus tähden kemiallisesta koostumuksesta on monimutkainen, mutta yleisesti ottaen mitä suurempi heliumin osuus ja mitä pienempi metallisuus , sitä laajemmalta sininen silmukka osoittautuu. Joissakin tapauksissa tähti voi näkyä toissijaisissa sinisissä silmukoissa [3] .
Aika, jonka tähdet viettävät sinisessä silmukassa, on noin 20 % ajasta, jonka he viettävät pääsarjaan – esimerkiksi 5 M ⊙ tähdelle tämä ajanjakso on 22 miljoonaa vuotta ja 10 M ⊙ tähdelle se on 4 miljoonaa . Kun otetaan huomioon se tosiasia, että heliumia sisältävät reaktiot vapauttavat suuruusluokkaa vähemmän energiaa massayksikköä kohti kuin vetyä sisältävät reaktiot, ja itse tähti on tässä vaiheessa paljon kirkkaampi kuin pääsekvenssissä, tämä on melko pitkä aika. Tällainen tämän vaiheen kesto saavutetaan, koska siinä olevat tähdet tuottavat merkittävän osan energiasta vedyn palamisen seurauksena, usein jopa enemmän kuin heliumin palamisen seurauksena [4] .
Ajan myötä ytimen helium loppuu. Jostakin hetkestä lähtien reaktiot sen osallistumisella jatkuvat vain inertiksi muuttuneen ytimen kuoressa, minkä seurauksena tähti alkaa laajentua ja siirtyy asymptoottiseen jättimäiseen haaraan [5] [7] .
Kaaviossa lämpöpulsaatioita kokevien jättiläisten asymptoottisen haaran tähtien liikettä kutsutaan joskus myös sinisiksi silmukoiksi, vaikka tällaisilla tähdillä on erilaiset parametrit ja rakenne [8] .
Sinisen silmukan vaiheessa tähdet voivat pudota epävakausalueelle - Hertzsprung-Russell-kaavion alueelle, jonka tähdet ovat epävakaita pulsaatioille. Tällaisia tähtiä havaitaan klassisina kefeideinä . Jos sininen silmukka on riittävän pitkä, tähti ylittää epävakauskaistan alhaisista korkeista lämpötiloista ja sitten takaisin ja siirtyy kefeidivaiheeseen kahdesti. Pienemmissä määrin tähdestä tulee kefeidi, niin vain kerran: se ei saavuta epävakausalueen korkean lämpötilan rajaa [5] [9] .
Vaikka tähdistä voi tulla kefeidejä myös muissa evoluution vaiheissa, esimerkiksi alajättiläisissä , sininen silmukka eroaa muista vaiheista pidemmällä kestollaan. Tämä johtaa siihen, että todennäköisyys havaita kefeidejä tässä vaiheessa on suurin [9] .
| Tähdet | |
|---|---|
| Luokitus | |
| Alla olevat objektit | |
| Evoluutio | |
| Nukleosynteesi | |
| Rakenne | |
| Ominaisuudet | |
| Liittyvät käsitteet | |
| Tähtilistat |
|