Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Смуга нестабільності — ділянка на діаграмі Герцшпрунга—Рассела, на якій переважно розташовуються пульсуючі змінні зорі: змінні типу δ Щита, змінні типу SX Фенікса, та швидко осцилюючі RoAp-зорі поблизу головної послідовності; змінні типу RR Ліри — де смуга перетинає горизонтальне відгалуження; та цефеїди — де смуга перетинає гілку надгігантів.
Поширеною є думка, що змінні типу RV Тельця також розташовані на смузі нестабільності, займаючи ділянку справа від яскравіших цефеїд (на нижчих температурах), оскільки їх пульсації науковці пояснюють тим самим механізмом[].
Розташування на діаграмі Герцшпрунга—Рассела
Смуга нестабільності перетинає головну послідовність на ділянці зір спектрального класу A та F (1-2 мас Сонця (M☉)) та простягається до яскравих надгігантів спектрального класу G і початку K (або початку M, якщо включати зорі типу RV Тельця). Нижня частина смуги нестабільності виглядає на діаграмі як розрив Герцшпрунга, де зорі майже відсутні, оскільки час їх життя на цій ділянці дуже короткий (лише близько тисячі років). Над головною послідовністю переважна більшість зір смуги нестабільності є змінними, а в місці перетину смуги нестабільності та головної послідовності, переважна кількість зір є стабільною з деякими змінними, наприклад RoAp-зорі.
Пульсації
Пульсація зір класичної смуги нестабільності обумовлена каппа-механізмом: зміною [en] в зонах іонізації гідрогену й гелію. Імовірно, що червоні змінні отримують енергію пульсацій переважно із зон іонізації гідрогену. У зір класів A-F-G головну роль відіграють зони іонізації гелію: у зоряній фотосфері гелій нейтральний; глибше, під фотосферою, за температур 25 000—30 000K починається шар іонізованого гелію першого ступеня (He I). Другий ступінь іонізації гелію (He II) починається за температур 35 000—50 000K.
Можна очікувати, що пульсації гарячих білих карликів або ядер планетарних туманностей зумовлені зонами іонізації карбону чи оксигену.
У загальному вигляді такий механізм пульсацій передбачив Артур Еддінгтон, а конкретну фізичну реалізацію (для цефеїд) вперше запропонував [en].
Механізм пульсації цефеїд
Коли зоря стискається, густина та температура шару підповерхневого зростає й у ньому відбувається іонізація: He I перетворюється на He II. Це збільшує непрозорість й енергія, що надходить із надр зорі до її поверхні, ефективно поглинається в цій зоні. Внаслідок цього температура на поверхні зорі падає, а світність зменшується.
Після майже повної іонізації в шарі температура в ньому починає зростати й починається його розширення. Унаслідок розширення падає температура шару, у ньому відбувається рекомбінація (He II на He I), а непрозорість зменшується. Таким чином зростає надходження енергії до зовнішніх шарів, що збільшує їх температуру та світність зорі.
Фазовий зсув між радіальною пульсацією зорі та змінами у її яскравості залежить від відстані шару He II до поверхні зорі у її атмосфері. Для більшості цефеїд це створює виразно асиметричну криву зміни яскравості видимого світла, яка різко зростає до максимуму, а потім повільно повертається до мінімуму.
Цей механізм може підтримувати пульсації у разі певної глибини залягання зони критичної іонізації гелію. Тому цефеїди розташовуються в досить вузькій смузі (діапазон по осі температур — близько 1200 К). Ширина зони та її межі для конкретної зорі залежать також від вмісту в ній гелію: для зір із малим вмістом гелію смуга вужча. Зорі, у яких вміст гелію становить менше 15% (за кількістю атомів) взагалі не пульсують.
Інші пульсуючі зорі
Деякі типи пульсуючих зір не перебувають на смузі нестабільності, їх пульсації зумовлено іншими механізмами. Нижчу температуру мають довгоперіодичні пульсуючі змінні, що належать до асимптотичного відгалуження гігантів (наприклад, міриди). Гарячішими є змінні типу β Цефея та типу PV Телескопа. На межі смуги нестабільності поруч із головною послідовністю розташовані змінні типу γ Золотої Риби. Білі карлики мають три різні типи змінності: DAV, DBV та DOV. Кожен із цих типів змінних має власну смугу нестабільності, яка створюється не шарами гелію, а інших частково іонізованих елементів, в яких теж відбуваються зміни непрозорості.
Більшість яскравих надгігантів є певною мірою змінними, включно зі змінними типу α Лебедя. На особливій ділянці яскравих зір над смугою нестабільності розташовані жовті гіпергіганти, що мають нерегулярні пульсації та спалахи. Гарячіші змінні зорі типу S Золотої Риби показують подібні короткострокові та довгострокові зміни в спектрі та світності з нерегулярними спалахами.
Примітки
- Назва механізму походить від грецької літери «каппа» (κ), якою астрономи зазвичай позначають непрозорість зоряної речовини.
Джерела
- Gautschy, A.; Saio, H. (1996). Stellar Pulsations Across the HR Diagram: Part 2. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 34: 551. Bibcode:1996ARA&A..34..551G. doi:10.1146/annurev.astro.34.1.551.
- Gautschy, A. and Saio, H. (1995). . Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33: 75—114. Bibcode:1995ARA&A..33...75G. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451. Архів оригіналу за 29 лютого 2008. Процитовано 27 вересня 2015.
{{}}: Cite має пустий невідомий параметр:|10=() - Eddington, A.S. and Eddington, A.S. (1926). Chapter VIII. Variable Stars. . Cambridge Science Classics. Cambridge University Press. ISBN . LCCN lc87005205. Архів оригіналу за 28 вересня 2015. Процитовано 27 вересня 2015.
- Жевакин С.А. (1953). К теории цефеид. I. Астрономический журнал. 30: 161-179.(рос.)
- Смуга нестабільності // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. s. — .
- Beauchamp, A.; Wesemael, F.; Bergeron, P.; Fontaine, G.; Saffer, R. A.; Liebert, J.; Brassard, P. (1999). Spectroscopic Studies of DB White Dwarfs: The Instability Strip of the Pulsating DB (V777 Herculis) Stars. The Astrophysical Journal. Т. 516, № 2. с. 887. Bibcode:1999ApJ...516..887B. doi:10.1086/307148.
- Starrfield, S. G.; Cox, A. N.; Hodson, S. W.; Pesnell, W. D. (1983). The discovery of nonradial instability strips for hot, evolved stars. The Astrophysical Journal. Т. 268. с. L27. Bibcode:1983ApJ...268L..27S. doi:10.1086/184023.
- Dupret, M. -A.; Grigahcène, A.; Garrido, R.; Gabriel, M.; Scuflaire, R. (2004). Theoretical instability strips for δ Scuti and γ Doradus stars. Astronomy and Astrophysics. Т. 414, № 2. с. L17. Bibcode:2004A&A...414L..17D. doi:10.1051/0004-6361:20031740.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Smuga nestabilnosti dilyanka na diagrami Gercshprunga Rassela na yakij perevazhno roztashovuyutsya pulsuyuchi zminni zori zminni tipu d Shita zminni tipu SX Feniksa ta shvidko oscilyuyuchi RoAp zori poblizu golovnoyi poslidovnosti zminni tipu RR Liri de smuga peretinaye gorizontalne vidgaluzhennya ta cefeyidi de smuga peretinaye gilku nadgigantiv Smuga nestabilnosti Poshirenoyu ye dumka sho zminni tipu RV Telcya takozh roztashovani na smuzi nestabilnosti zajmayuchi dilyanku sprava vid yaskravishih cefeyid na nizhchih temperaturah oskilki yih pulsaciyi naukovci poyasnyuyut tim samim mehanizmom dzherelo Roztashuvannya na diagrami Gercshprunga RasselaSmuga nestabilnosti peretinaye golovnu poslidovnist na dilyanci zir spektralnogo klasu A ta F 1 2 mas Soncya M ta prostyagayetsya do yaskravih nadgigantiv spektralnogo klasu G i pochatku K abo pochatku M yaksho vklyuchati zori tipu RV Telcya Nizhnya chastina smugi nestabilnosti viglyadaye na diagrami yak rozriv Gercshprunga de zori majzhe vidsutni oskilki chas yih zhittya na cij dilyanci duzhe korotkij lishe blizko tisyachi rokiv Nad golovnoyu poslidovnistyu perevazhna bilshist zir smugi nestabilnosti ye zminnimi a v misci peretinu smugi nestabilnosti ta golovnoyi poslidovnosti perevazhna kilkist zir ye stabilnoyu z deyakimi zminnimi napriklad RoAp zori PulsaciyiPulsaciya zir klasichnoyi smugi nestabilnosti obumovlena kappa mehanizmom zminoyu en v zonah ionizaciyi gidrogenu j geliyu Imovirno sho chervoni zminni otrimuyut energiyu pulsacij perevazhno iz zon ionizaciyi gidrogenu U zir klasiv A F G golovnu rol vidigrayut zoni ionizaciyi geliyu u zoryanij fotosferi gelij nejtralnij glibshe pid fotosferoyu za temperatur 25 000 30 000K pochinayetsya shar ionizovanogo geliyu pershogo stupenya He I Drugij stupin ionizaciyi geliyu He II pochinayetsya za temperatur 35 000 50 000K Mozhna ochikuvati sho pulsaciyi garyachih bilih karlikiv abo yader planetarnih tumannostej zumovleni zonami ionizaciyi karbonu chi oksigenu U zagalnomu viglyadi takij mehanizm pulsacij peredbachiv Artur Eddington a konkretnu fizichnu realizaciyu dlya cefeyid vpershe zaproponuvav en Mehanizm pulsaciyi cefeyid Koli zorya stiskayetsya gustina ta temperatura sharu pidpoverhnevogo zrostaye j u nomu vidbuvayetsya ionizaciya He I peretvoryuyetsya na He II Ce zbilshuye neprozorist j energiya sho nadhodit iz nadr zori do yiyi poverhni efektivno poglinayetsya v cij zoni Vnaslidok cogo temperatura na poverhni zori padaye a svitnist zmenshuyetsya Pislya majzhe povnoyi ionizaciyi v shari temperatura v nomu pochinaye zrostati j pochinayetsya jogo rozshirennya Unaslidok rozshirennya padaye temperatura sharu u nomu vidbuvayetsya rekombinaciya He II na He I a neprozorist zmenshuyetsya Takim chinom zrostaye nadhodzhennya energiyi do zovnishnih shariv sho zbilshuye yih temperaturu ta svitnist zori Fazovij zsuv mizh radialnoyu pulsaciyeyu zori ta zminami u yiyi yaskravosti zalezhit vid vidstani sharu He II do poverhni zori u yiyi atmosferi Dlya bilshosti cefeyid ce stvoryuye virazno asimetrichnu krivu zmini yaskravosti vidimogo svitla yaka rizko zrostaye do maksimumu a potim povilno povertayetsya do minimumu Cej mehanizm mozhe pidtrimuvati pulsaciyi u razi pevnoyi glibini zalyagannya zoni kritichnoyi ionizaciyi geliyu Tomu cefeyidi roztashovuyutsya v dosit vuzkij smuzi diapazon po osi temperatur blizko 1200 K Shirina zoni ta yiyi mezhi dlya konkretnoyi zori zalezhat takozh vid vmistu v nij geliyu dlya zir iz malim vmistom geliyu smuga vuzhcha Zori u yakih vmist geliyu stanovit menshe 15 za kilkistyu atomiv vzagali ne pulsuyut Inshi pulsuyuchi zori Deyaki tipi pulsuyuchih zir ne perebuvayut na smuzi nestabilnosti yih pulsaciyi zumovleno inshimi mehanizmami Nizhchu temperaturu mayut dovgoperiodichni pulsuyuchi zminni sho nalezhat do asimptotichnogo vidgaluzhennya gigantiv napriklad miridi Garyachishimi ye zminni tipu b Cefeya ta tipu PV Teleskopa Na mezhi smugi nestabilnosti poruch iz golovnoyu poslidovnistyu roztashovani zminni tipu g Zolotoyi Ribi Bili karliki mayut tri rizni tipi zminnosti DAV DBV ta DOV Kozhen iz cih tipiv zminnih maye vlasnu smugu nestabilnosti yaka stvoryuyetsya ne sharami geliyu a inshih chastkovo ionizovanih elementiv v yakih tezh vidbuvayutsya zmini neprozorosti Bilshist yaskravih nadgigantiv ye pevnoyu miroyu zminnimi vklyuchno zi zminnimi tipu a Lebedya Na osoblivij dilyanci yaskravih zir nad smugoyu nestabilnosti roztashovani zhovti gipergiganti sho mayut neregulyarni pulsaciyi ta spalahi Garyachishi zminni zori tipu S Zolotoyi Ribi pokazuyut podibni korotkostrokovi ta dovgostrokovi zmini v spektri ta svitnosti z neregulyarnimi spalahami PrimitkiNazva mehanizmu pohodit vid greckoyi literi kappa k yakoyu astronomi zazvichaj poznachayut neprozorist zoryanoyi rechovini DzherelaGautschy A Saio H 1996 Stellar Pulsations Across the HR Diagram Part 2 Annual Review of Astronomy and Astrophysics 34 551 Bibcode 1996ARA amp A 34 551G doi 10 1146 annurev astro 34 1 551 Gautschy A and Saio H 1995 Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33 75 114 Bibcode 1995ARA amp A 33 75G doi 10 1146 annurev aa 33 090195 000451 Arhiv originalu za 29 lyutogo 2008 Procitovano 27 veresnya 2015 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Cite maye pustij nevidomij parametr 10 dovidka Eddington A S and Eddington A S 1926 Chapter VIII Variable Stars Cambridge Science Classics Cambridge University Press ISBN 9780521337083 LCCN lc87005205 Arhiv originalu za 28 veresnya 2015 Procitovano 27 veresnya 2015 Zhevakin S A 1953 K teorii cefeid I Astronomicheskij zhurnal 30 161 179 ros Smuga nestabilnosti Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S s ISBN 966 613 263 X Beauchamp A Wesemael F Bergeron P Fontaine G Saffer R A Liebert J Brassard P 1999 Spectroscopic Studies of DB White Dwarfs The Instability Strip of the Pulsating DB V777 Herculis Stars The Astrophysical Journal T 516 2 s 887 Bibcode 1999ApJ 516 887B doi 10 1086 307148 Starrfield S G Cox A N Hodson S W Pesnell W D 1983 The discovery of nonradial instability strips for hot evolved stars The Astrophysical Journal T 268 s L27 Bibcode 1983ApJ 268L 27S doi 10 1086 184023 Dupret M A Grigahcene A Garrido R Gabriel M Scuflaire R 2004 Theoretical instability strips for d Scuti and g Doradus stars Astronomy and Astrophysics T 414 2 s L17 Bibcode 2004A amp A 414L 17D doi 10 1051 0004 6361 20031740