藍迴圈
藍迴圈是恆星生命中的一個階段。在恆星演化領域中，在這個階段，它會從一顆溫度較低的恆星演化成較熱的恆星，然後再冷卻。這個名稱來自在赫羅圖上演化軌跡的形狀，它形成一個頂端朝向圖中的藍色（即高溫）一側的迴圈。
藍迴圈可以發生在紅巨星、紅巨星分支星或漸近巨星分支星。有些恆星可能會經歷一個以上的藍迴圈。許多脈動變星，例如造父變星就是藍迴圈上的恆星。在水平分支上的恆星，即使它們暫時比紅巨星或漸近巨星分支更熱，通常不會被稱為藍迴圈星。對單顆恆星而言，因為迴圈發展得很慢是無法觀測到的。因此，它是從理論和赫羅圖中的恆星性質和分布推斷出來的。
紅巨星 编辑
紅巨星分支（RGB）上的大多數恆星都有一個無活性的氦核，並停留在紅巨星分支上，直到發生氦閃將它們移動到水平分支。然而，質量比2.3 M☉更大的恆星沒有惰性的核心。它們在到達紅巨星支尖之前，就會順利點燃氦，並在核心燃燒氦的同時變得更熱。在這個階段，質量越大的恆星會變得越熱，大約5 M☉的恆星通常都會經歷一次持續大約一百萬年的藍迴圈。這種類型的藍迴圈在恆星的一生中只會經歷一次[1][2][3]。
漸近巨星分支 编辑
在漸近巨星分支（AGB）上的恆星多數都有碳和氧的惰性核心，並在核心周圍交替的同心殼層中進行氫和氦的核融合反應。氦殼層的點燃會導致熱脈衝，在某些情況下，這將導致恆星暫時增加其有效溫度並執行一個藍迴圈。當不同殼層的核融合交替開關時，可能會出現許多次熱脈衝，因而同一顆恆星可能會出現多次藍迴圈[4]。
紅超巨星 编辑
紅超巨星是已經離開主序帶，並膨脹得很巨大且表面低溫的恆星。它們的高亮度和低表面重力，會使它們因無法抓住外層而迅速地失去質量。越明亮的紅超巨星失去質量的速度越快，且會使它們越來越熱，也越來越小。對於質量最大的恆星，這可能導致它從紅超巨星永遠演變成藍超巨星；但在某些情況下，恆星會執行藍迴圈，並恢復成為紅超巨星[5][6]。
不穩定帶 编辑
執行藍迴圈的恆星穿過HR圖主序帶上方的黃色區域，因此它們中的許多恆星都會穿越稱為不穩定帶的區域，而在這個區域的恆星，外層通常是不穩定和脈動的。室女座W型變星被認為是在漸近巨星分支上，穿越不穩定帶的藍迴圈星；而造父變星被認為是在紅巨星分支中經歷藍迴圈而穿越不穩定帶。這兩種類型的恆星，在其生命的這個階段都有發光不穩定的光球，而儘管大多數恆星的質量都還不足以融合碳或到達超新星，但往往都具有超巨星的光譜 [4][7][8]。
參考資料 编辑
- ^ (PDF). [2019-01-17]. （原始内容 (PDF)存档于2014-10-13）.
- ^ Xu, H. Y.; Li, Y. Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops. Astronomy and Astrophysics. 2004, 418: 213–224. Bibcode:2004A&A...418..213X. doi:10.1051/0004-6361:20040024.
- ^ Halabi, Ghina M.; El Eid, Mounib. Sensitivity of the blue loops of intermediate-mass stars to nuclear reactions. American Institute of Physics Conference Series. 2012, 1498 (1): 334. Bibcode:2012AIPC.1498..334H. arXiv:1410.1652 . doi:10.1063/1.4768514.
- ^ 4.0 4.1 Groenewegen, M. A. T.; Jurkovic, M. I.; Meynet, Georges. Luminosities and infrared excess in Type II and anomalous Cepheids in the Large and Small Magellanic Clouds. Astronomy and Astrophysics. 2017, 603: A70. Bibcode:2017A&A...603A..70G. arXiv:1705.00886 . doi:10.1051/0004-6361/201730687.
- ^ Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, André; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M. -Fernanda. Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective. Bulletin de la Societe Royale des Sciences de Liege. 2011, 80: 266. Bibcode:2011BSRSL..80..266M. arXiv:1101.5873 .
- ^ Saio, Hideyuki; Georgy, Cyril; Meynet, Georges. Evolution of blue supergiants and α Cygni variables: Puzzling CNO surface abundances. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2013, 433 (2): 1246. Bibcode:2013MNRAS.433.1246S. arXiv:1305.2474 . doi:10.1093/mnras/stt796.
- ^ Turner, David G.; Abdel-Sabour Abdel-Latif, Mohamed; Berdnikov, Leonid N. Rate of Period Change as a Diagnostic of Cepheid Properties. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2006, 118 (841): 410–418. Bibcode:2006PASP..118..410T. arXiv:astro-ph/0601687 . doi:10.1086/499501.
- ^ Duerbeck, H. W.; Seitter, W. C. 5.1.2.1 Cepheids - CEP. Stars and Star Clusters. Landolt-Börnstein - Group VI Astronomy and Astrophysics 3B. 1996: 134–139. ISBN 978-3-540-56080-7. doi:10.1007/10057805_40.