블루루프

Blue loop
5의 진화적 궤적M☉ 푸른 고리를 나타내는 별

항성진화 분야에서 파란색 루프는 진화된 별의 일생에서 다시 냉각되기 전에 차가운 별에서 뜨거운 별로 변하는 단계입니다.이 이름은 Hertzsprung-Russell 다이어그램에서 파란색(즉, 더 뜨거운) 쪽으로 루프를 형성하는 진화 궤도의 모양에서 유래했습니다.

청색 루프는 적색 초거성, 적색 거성 가지별 또는 점근 거성 가지별에 발생할 수 있습니다.어떤 별들은 하나 이상의 파란색 고리를 겪을 수 있다.세페이드와 같은 많은 맥동 변광성들은 파란색 고리 별들이다.수평 가지에 있는 별은 적색 거성 또는 점근 거성 가지보다 일시적으로 더 뜨겁지만 일반적으로 파란색 고리 위에 있다고는 할 수 없습니다.루프는 개별 별에 대해 관측하기에는 너무 느리게 발생하지만 이론과 H–R 다이어그램에 있는 별들의 특성 및 분포를 통해 추론됩니다.

적색 거성

주요 기사: 적색 거성 지점
별의 진화 궤적, 일부는 더 거대한 적색 거성에 파란색 고리를 보여줍니다.

적색거성가지(RGB)에 있는 대부분의 별은 비활성 헬륨핵을 가지고 있으며 헬륨 섬광이 수평가지로 이동할 때까지 RGB에 남아 있습니다.그러나 별들은 약 2.3보다 더 무겁다.M☉ 비활성 코어가 없습니다.이들은 적색거성 가지 끝에 도달하기 전에 부드럽게 헬륨을 점화시키고 중심핵에서 헬륨을 태우는 동안 뜨거워집니다.이 단계에서 더 많은 질량이 큰 별들이 뜨거워지고 약 5개의 별들이 있다.M☉ 위로는 일반적으로 100만 년 정도 지속되는 파란색 루프를 경험하는 것으로 취급됩니다.이런 종류의 파란색 루프는 [1][2][3]별의 일생에 단 한 번 발생합니다.

점근거성가지

주요 기사:점근거성가지

점근거성가지(AGB)에 있는 별들은 대부분 비활성 탄소와 산소로 이루어진 중심핵을 가지고 있으며 중심핵 주변의 동심원 껍질에서 수소와 헬륨을 번갈아 융합한다.헬륨 껍데기 연소가 시작되면 열 펄스가 발생하며, 어떤 경우에는 별의 온도가 일시적으로 상승하여 파란색 루프가 발생합니다.셸이 번갈아 켜지거나 꺼질 때 많은 열 펄스가 발생할 수 있으며, 같은 [4]별에서 여러 개의 파란색 루프가 발생할 수 있습니다.

적색초거성

주요 기사:적색 초거성

적색초거성은 주계열을 떠나 크게 팽창하고 냉각된 거대한 별입니다.그들의 높은 광도와 낮은 표면 중력은 그들이 빠르게 질량을 잃고 있다는 것을 의미한다.가장 밝은 적색 초거성은 빠르게 질량을 잃어 뜨거워지고 작아질 수 있습니다.가장 질량이 큰 별에서, 이것은 항성이 적색 초거성 단계에서 영구적으로 벗어나 청색 초거성이 되도록 만들 수 있지만, 어떤 경우에는 이 별이 청색 루프를 실행하고 적색 [5][6]초거성으로 되돌아갑니다.

불안정 스트립

주요 기사:불안정 스트립

파란색 루프를 실행하는 별들은 주계열 위의 H-R 도표의 노란색 부분을 가로지릅니다. 따라서 많은 별들이 불안정하고 맥동하기 때문에 불안정 띠라고 불리는 영역을 가로지릅니다.청색 루프 동안 불안정 띠를 가로지르는 점근 거성 가지에서 나온 별들은 처녀자리 W형 변광성이 될 것으로 생각됩니다.적색거성 가지에서 푸른색 루프가 일어나는 동안 불안정 띠를 가로지르는 더 무거운 별들은 β 세페이의 변광성을 구성하는 것으로 생각된다.두 종류의 별 모두 생명체의 이 단계에서 발광하고 불안정한 광구를 가지고 있으며, 대부분의 별은 탄소를 융합하거나 [4][7][8]초신성에 도달할 수 있을 만큼 충분히 질량이 크지 않지만, 종종 초거성의 스펙트럼을 가지고 있다.

레퍼런스

  1. ^ Pols, Onno (September 2009). "Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning" (PDF). Stellar Structure and Evolution (lecture notes). Retrieved 2019-01-17.
  2. ^ Xu, H. Y.; Li, Y. (2004). "Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops". Astronomy and Astrophysics. 418: 213–224. Bibcode:2004A&A...418..213X. doi:10.1051/0004-6361:20040024.
  3. ^ Halabi, Ghina M.; El Eid, Mounib (2012). "Sensitivity of the blue loops of intermediate-mass stars to nuclear reactions". American Institute of Physics Conference Series. 1498 (1): 334. arXiv:1410.1652. Bibcode:2012AIPC.1498..334H. doi:10.1063/1.4768514. S2CID 7679927.
  4. ^ a b Groenewegen, M. A. T.; Jurkovic, M. I. (2017). "Luminosities and infrared excess in Type II and anomalous Cepheids in the Large and Small Magellanic Clouds". Astronomy and Astrophysics. 603: A70. arXiv:1705.00886. Bibcode:2017A&A...603A..70G. doi:10.1051/0004-6361/201730687. S2CID 118883548.
  5. ^ Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, André; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M. -Fernanda (2011). "Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective". Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège. 80: 266. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  6. ^ Saio, Hideyuki; Georgy, Cyril; Meynet, Georges (2013). "Evolution of blue supergiants and α Cygni variables: Puzzling CNO surface abundances". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2): 1246. arXiv:1305.2474. Bibcode:2013MNRAS.433.1246S. doi:10.1093/mnras/stt796.
  7. ^ Turner, David G.; Abdel-Sabour Abdel-Latif, Mohamed; Berdnikov, Leonid N. (2006). "Rate of Period Change as a Diagnostic of Cepheid Properties". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (841): 410–418. arXiv:astro-ph/0601687. Bibcode:2006PASP..118..410T. doi:10.1086/499501. S2CID 12830101.
  8. ^ Duerbeck, H. W.; Seitter, W. C. (1996). "5.1.2.1 Cepheids - CEP". Stars and Star Clusters. Landolt-Börnstein - Group VI Astronomy and Astrophysics. Vol. 3B. pp. 134–139. doi:10.1007/10057805_40. ISBN 978-3-540-56080-7.