Сина јамка

Развојна патека на ѕвезда со 5 M☉ со сина јамка.

Сина јамка — фаза на развојот на една ѕвезда кога таа се менува од постудена во поврела, пред повторно се разлади. Фазата е наречена по обликот на развојната патека на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм) која образува јамка кон сината (поврела) страна на дијаграмот, т.е. кон местото наречено гранка на сини џинови.[1]

Сините јамки се јавуваат за црвени џинови, ѕвезди на гранката на црвени џинови (ГЦЏ) или оние на асимптотската гранка на џинови (АГЏ). Некои ѕвезди може да направат повеќе од една сина јамка. Многу пулсирачки променливи ѕвезди како кефеидите се ѕвезди на сина јамка. Ѕвездите на хоризонталната гранка не се сметаат за ѕвезди на сината јамка иако тие се привремено поврели од оние на ГЦЏ или АГЏ. Јамките се појавуваат премногу бавно за да бидат забележани кај поединечни ѕвезди, туку се изведуваат теоретски и од својствата и распределбата на ѕвездите на ХР-дијаграмот.

Црвени џинови

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Гранка на црвени џинови
Развојни патеки на разни ѕвезди. Патеките на помасивните црвени џинови имаат сини јамки.

Највеќето ѕвезди на гранката на црвени џинови (ГЦЏ) имаат инертно хелиумско јадро и остануваат на ГЦЏ сè додека не дојде до хелиумски блесок, кој ги поместува на хоризонталната гранка. Меѓутоа, ѕвездите со маса поголема од 2,3 M☉ немаат инертно јадро. Тие глатко го палат хелиумот пред да стасаат до завршетокот на гранката на црвени џинови и да станат поврели горејќи хелиум во јадрата. Помасивните ѕвезди стануваат поврели во оваа фаза, а ѕвездите со маса поголема од 5 M☉ начелно се сметаат дека се на сина јамка, што трае околу милион години. Овој вид на сина јамка се јавува само еднаш во животниот век на ѕвездата.[2][3][4]

Асимптотска гранка на џинови

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Асимптотска гранка на џинови

Ѕвездите на асимптотската гранка на џинови (АГЏ) имаат претежно инертни јадра од јаглерод и кислород, или пак соединуваат водород и хелиум во концентрични обвивки околу јадрото. Почетокот на хелиумското горење предизвикува топлински пулс, а во некои случаи ѕвездата привремено ја зголемува нејзината температура и прави сина јамка. Може да се јават многу топлински пулсови кога обвивките се палат и гасат, а може да има и повеќе сини јамки во истата ѕвезда.[5]

Црвени суперџинови

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Црвен суперџин

Црвените суперџинови се масивни ѕвезди кои ја напуштиле главната низа, и во голема мера се прошириле и разладиле. Нивната голема сјајност и мала површинска гравитација значи дека тие брзо ја губат масата. Најсјајните црвени суперџинови можат да губат маса доволно бргу за да станат поврели и помали. Кај најмасивните ѕвезди ова значи дека ѕвездата трајно ја напушта фазата на црвен суперџин за да стане син суперџин, но во некои случаи ѕвездата прави сина јамка и се враќа како црвен суперџин.[6][7] Таков пример за ѕвезда со втора фаза на црвен суперџин е VY Големо Куче.[8]

Појас на нестабилност

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Појас на нестабилност

Ѕвездите кои прават сини јамки го преминуваат жолтиот дел на ХР-дијаграмот над главната низа, така што многу од нив го преминуваат подрачјето наречено појас на нестабилност. Надворешните слоеви на ѕвездите во тоа подрачје се нестабилни и пулсираат. Ѕвездите од асимптотската гранка на џинови кои ќе го преминат појасот на нестабилност за време на сина јамка стануваат променливи од типот на W Девица. Помасивните ѕвезди што го прават ова од гранката на црвени џинови се класични кефеиди (тип на δ Кефеј). Двата вида ѕвезди имаат сјајни и нестабилни фотосфери во оваа фаза, и неретко имаат спектри на суперџинови, иако највеќето не се доволно масивни за да почнат да соединуваат јаглерод или да станат супернова.[5][9][10]

Примери

[уреди | уреди извор]

Позначајни ѕвезди кои се во фаза на сина јамка:

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 Yüce, Kutluay (2003). „Spectral Analyses of 4 Lacertae and ν Cephei“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (809): 888. Bibcode:2003PASP..115..888Y. doi:10.1086/376397. ISSN 0004-6280. JSTOR 10.1086/376397.
  2. ↑ Pols, Onno (септември 2009). „Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning“ (PDF). Stellar Structure and Evolution (lecture notes). Архивирано од изворникот (PDF) на 20 мај 2019. Посетено на 17 јануари 2019.
  3. ↑ 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.
  4. ↑ 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.
  5. ↑ 5,0 5,1 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.
  6. ↑ 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.
  7. ↑ 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.
  8. ↑ Humphreys, Roberta (јули 2016). „LBVs, hypergiants and impostors — the evidence for high mass loss events“. Journal of Physics: Conference Series. 728 (2): 022007. Bibcode:2016JPhCS.728b2007H. doi:10.1088/1742-6596/728/2/022007. S2CID 125806208.
  9. ↑ 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.
  10. ↑ Duerbeck, H. W.; Seitter, W. C. (1996). „5.1.2.1 Cepheids - CEP“. Stars and Star Clusters. Landolt-Börnstein - Group VI Astronomy and Astrophysics. 3B. стр. 134–139. doi:10.1007/10057805_40. ISBN 978-3-540-56080-7.
  11. ↑ Smiljanic, R.; Barbuy, B.; De Medeiros, J. R.; Maeder, A. (април 2006). „CNO in evolved intermediate mass stars“. Astronomy & Astrophysics. 449 (2): 655–671. doi:10.1051/0004-6361:20054377. ISSN 0004-6361.
  12. ↑ Przybilla, N.; Butler, K.; Becker, S. R.; Kudritzki, R. P. (јануари 2006). „Quantitative Spectroscopy of BA-type Supergiants“. Astronomy & Astrophysics. 445 (3): 1099–1126. arXiv:astro-ph/0509669. Bibcode:2006A&A...445.1099P. doi:10.1051/0004-6361:20053832. ISSN 0004-6361.