Полоса нестабильности - Instability strip

Для Полоса нестабильности S Doradus, видеть Светящаяся синяя переменная.
HR-diag-нестабильность-strip.svg

Безусловный срок полоса нестабильности обычно относится к области Диаграмма Герцшпрунга – Рассела в основном заняты несколькими родственными классами пульсирующих переменные звезды:[1] Переменные Delta Scuti, Переменные SX Phoenicis, и быстро осциллирующие Ар-звезды (roAps) возле главная последовательность; Переменные RR Лиры где он пересекает горизонтальная ветвь; и Цефеид переменные где он пересекает сверхгигантов.

Переменные RV Тельца также часто считают лежащими на полосе нестабильности, занимающей область справа от более ярких цефеид (при более низких температурах), поскольку их пульсации приписываются одному и тому же механизму.

Положение на диаграмме ЧСС

Этот график HR показывает 22000 звезд из Каталог Hipparcos и 1000 звезд низкой светимости (красные и белые карлики) из Каталог Gliese.

В Диаграмма Герцшпрунга – Рассела сюжеты реальных яркость звезд против их эффективная температура (их цвет, определяемой температурой их фотосфера ). Полоса неустойчивости пересекает главная последовательность, (заметная диагональная полоса, идущая сверху слева направо вниз) в области звезд A и F (1–2 солнечный масса (M☉ )) и распространяется на яркие сверхгиганты G и ранние K (ранние M, если включены как минимум звезды RV Тельца). Выше главной последовательности подавляющее большинство звезд в полосе неустойчивости являются переменными. Там, где полоса нестабильности пересекает главную последовательность, подавляющее большинство звезд стабильны, но есть некоторые переменные, в том числе звезды roAp.

Пульсации

Звезды в полосе неустойчивости пульсируют из-за Он III (дважды ионизированный гелий).[1] В нормальных звездах A-F-G Он нейтрален в звездном фотосфера. Глубже под фотосферой, примерно при 25 000–30 000 К, начинается слой He II (первая ионизация He). Вторая ионизация (He III) начинается примерно при 35 000–50 000 К.

Когда звезда сжимается, плотность и температура слоя He II увеличивается. He II начинает превращаться в He III (второй ионизация ). Это вызывает непрозрачность звезды увеличиваться и поток энергии изнутри звезды эффективно впитывается. Температура звезды повышается, и она начинает расширяться. После расширения He III начинает рекомбинировать в He II, и непрозрачность звезды падает. Это снижает температуру поверхности звезды. Внешние слои сжимаются, и цикл начинается сначала.

Фазовый сдвиг между звездным радиальный пульсации и яркость вариации зависит от удаленности зоны He II от поверхности звезды в звездная атмосфера. Для большинства цефеид это создает отчетливо асимметричную наблюдаемую кривую блеска, которая быстро растет до максимума и медленно падает до минимума.

Другие пульсирующие звезды

Есть несколько типов пульсирующих звезд, которые не обнаруживаются на полосе нестабильности и пульсации которых вызываются разными механизмами. При более низких температурах переменная с длинным периодом AGB звезды. При более высоких температурах Бета Цефеи и PV Telescopii, переменные. Прямо на краю полосы неустойчивости вблизи главной последовательности находятся Гамма-дорадус переменные. Группа Белые карлики имеет три разных типа переменных областей: DOV, DBV и DAV (= ZZ Ceti переменные ) белые карлики. Каждый из этих типов пульсирующей переменной имеет соответствующую полосу нестабильности.[2][3][4] создается областями частичной ионизации с переменной непрозрачностью, отличными от гелия.[1]

Большинство сверхгигантов высокой светимости несколько изменчивы, в том числе Переменные Alpha Cygni. В определенной области более ярких звезд над полосой нестабильности обнаруживаются желтые гипергиганты которые имеют нерегулярную пульсацию и высыпания. Горячее светящиеся синие переменные могут быть связаны и показывать аналогичные краткосрочные и долгосрочные спектральный и изменения яркости с нерегулярными извержениями.

Рекомендации

  1. ^ а б c Gautschy, A .; Сайо, Х. (1996). «Звездные пульсации на диаграмме ЧСС: Часть 2». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 34: 551. Bibcode:1996ARA & A..34..551G. Дои:10.1146 / annurev.astro.34.1.551.
  2. ^ Beauchamp, A .; Wesemael, F .; Bergeron, P .; Fontaine, G .; Saffer, R.A .; Liebert, J .; Брассар, П. (1999). "Спектроскопические исследования белых карликов DB: полоса неустойчивости пульсирующих звезд DB (V777 Herculis)". Астрофизический журнал. 516 (2): 887. Bibcode:1999ApJ ... 516..887B. Дои:10.1086/307148.
  3. ^ Starrfield, S.G .; Cox, A.N .; Hodson, S.W .; Песнелл, В. Д. (1983). «Открытие полос нерадиальной неустойчивости горячих, эволюционировавших звезд». Астрофизический журнал. 268: L27. Bibcode:1983ApJ ... 268L..27S. Дои:10.1086/184023.
  4. ^ Dupret, M. -A .; Grigahcène, A .; Гарридо, Р .; Габриэль, М .; Скуфлер, Р. (2004). «Теоретические полосы нестабильности для звезд δ Scuti и γ Doradus». Астрономия и астрофизика. 414 (2): L17. Bibcode:2004A&A ... 414L..17D. Дои:10.1051/0004-6361:20031740.