Den blå slingan är ett steg i utvecklingen av stjärnor med medelmassa, i vars kärnor heliumförbränning sker . Vid denna tidpunkt blir stjärnans yta först varmare och svalnar sedan igen, och stjärnan beskriver en slinga i Hertzsprung-Russell-diagrammet . Som ett resultat kan sådana stjärnor korsa instabilitetsremsan och observeras som klassiska Cepheider . Detta utvecklingsstadium följer efter den röda jättegrenen och slutar med övergången till den asymptotiska jättegrenen .
Medan en stjärna är på den blåa slingan har den en delvis konvektiv och initialt mestadels heliumkärna , såväl som ett hölje som huvudsakligen består av väte . I kärnan bränns helium och kol och syre ackumuleras i kärnan , och vid gränsytan mellan kärnan och skalet syntetiseras helium från väte i en skiktad källa, främst genom CNO-cykeln [1] [2] . De initiala massorna av stjärnor som faller på den blå slingan ligger i intervallet från 2,3 M ⊙ till 10-12 M ⊙ , vilket beror på stjärnornas utveckling (se nedan ) [3] .
En stjärnas vistelse på den röda jättegrenen slutar med början av kärnförbränning av helium i mitten av stjärnan. Exakt hur detta händer beror på stjärnans massa: stjärnor mindre än 2,3 M ⊙ har en heliumblixt , som ett resultat av vilket stjärnan snabbt växlar till en horisontell gren eller röd klunga , och för stjärnor med större massa helium förbränningen börjar gradvis, vilket gör att stjärnan går in i den blå slingan [4] [5] [6] .
Efter att ha lämnat den röda jättegrenen minskar stjärnans ljusstyrka. När en stjärna är i den blå slingan värms stjärnans yta först upp och stjärnan blir blåare, sedan svalnar den igen och stjärnan blir röd; I det här fallet kan ljusstyrkan som regel ändras inom ett litet område. Således beskriver stjärnan på Hertzsprung-Russell-diagrammet en slinga, som bestämmer namnet på detta stadium [4] [5] .
Storleken på slingan i diagrammet – det vill säga förändringen i stjärnans temperatur under dess vistelse – ökar kraftigt med stjärnans massa. En sådan tendens äger rum för massintervallet upp till 10–12 M ⊙ , och för stjärnor med högre massa försvinner den blå slingan, eftersom heliumbränning i dem börjar en kort tid efter att ha lämnat huvudsekvensen , när temperaturen på stjärnan är tillräckligt hög. Beroendet av den blå slingans storlek och form på stjärnans kemiska sammansättning är komplext, men i allmänhet, ju större andelen helium och ju lägre metallicitet , desto mer utsträckt visar sig den blå slingan vara. I vissa fall kan stjärnan visas sekundära blå slingor [3] .
Den tid som stjärnor tillbringar på den blå slingan är ungefär 20 % av tiden de spenderar på huvudsekvensen – till exempel för en 5 M ⊙ stjärna är denna period 22 miljoner år, och för en 10 M ⊙ stjärna är den 4 miljoner . Med hänsyn till det faktum att reaktioner som involverar helium frigör en storleksordning mindre energi per massenhet än reaktioner som involverar väte, och själva stjärnan i detta skede är mycket ljusare än på huvudsekvensen, är detta en ganska lång tid. En sådan varaktighet av detta stadium uppnås på grund av det faktum att stjärnorna på det producerar en betydande del av energi på grund av förbränning av väte, ofta till och med mer än på grund av förbränning av helium [4] .
Med tiden förbrukas heliumet i kärnan. Från ett ögonblick fortsätter reaktioner med dess deltagande endast i kärnans skal som har blivit inert, som ett resultat av vilket stjärnan börjar expandera och går över till den asymptotiska jättegrenen [5] [7] .
Rörelsen för stjärnorna i den asymptotiska grenen av jättar som upplever termiska pulsationer längs diagrammet kallas ibland också för blå slingor, även om sådana stjärnor har olika parametrar och struktur [8] .
På scenen av den blå slingan kan stjärnor falla in i instabilitetsbandet - regionen i Hertzsprung-Russell-diagrammet, där stjärnorna är instabila för pulsationer. Sådana stjärnor observeras som klassiska Cepheider . Om den blå slingan är tillräckligt lång, korsar stjärnan instabilitetsremsan från låga till höga temperaturer och sedan tillbaka igen och går in i Cepheidfasen två gånger. Med en mindre utsträckning, stjärnan, om den blir en Cepheid, då bara en gång: den når inte högtemperaturgränsen för instabilitetsbandet [5] [9] .
Även om stjärnor också kan bli Cepheider vid andra stadier av evolutionen, till exempel subjättar , skiljer sig den blåa slingan från andra stadier i sin längre varaktighet. Detta leder till att sannolikheten för att observera Cepheider i detta skede är maximal [9] .
| Stjärnor | |
|---|---|
| Klassificering | |
| Substellära objekt | |
| Evolution | |
| Nukleosyntes | |
| Strukturera | |
| Egenskaper | |
| Relaterade begrepp | |
| Stjärnlistor | |