불안정 스트립

Instability strip
S Doradus 불안정 스트립에 대해서는 Luminous Blue 변수를 참조하십시오.
HR-diag-instability-strip.svg

그 자격이 없는 용어 불안정 스트립은 보통 Hertzsprung–Russell 도표의 지역은 맥동 변광성[1]방패 자리 델타 변수, SXPhoenicis 변수이고 빠르게 진동 Ap의 별이 주계열 근처(roAps)관련된 여러 수업:에 의해 점령되고 있는데, 그것은 수평 가지와 교차한다. 거문고 RR형 변광성.; 말한다.한d 초거성과 교차하는 세페이드 변수.

황소자리 RV형 변광성은 항성 맥동이 같은 메커니즘에 기인하기 때문에 종종 불안정한 띠에 놓여 있으며 밝은 세페이드(낮은 온도에서)의 오른쪽 영역을 차지하고 있는 것으로 여겨진다.

HR 다이어그램의 위치

맥동 별의 HR 다이어그램

헤르츠스프룽-러셀 다이어그램은 유효 온도(광구 온도에 따라 나타나는 색)에 대한 별의 실제 밝기를 표시합니다.불안정 띠는 주계열(왼쪽 위부터 오른쪽 아래까지 이어지는 두드러진 대각선 띠)을 A 및 F 별 영역(태양질량 1-2개)M☉에서 교차하고 G 및 초기 K 초거성(최소한 황소자리 RV 별이 포함된 경우 M초기)까지 확장된다.주계열 위에서는 불안정 띠에 있는 대부분의 별이 변합니다.불안정 띠가 주계열과 교차하는 곳에서는 대부분의 별이 안정적이지만 roAp 별을 비롯한 일부 변수가 있습니다.

맥동

불안정한 띠에 있는 별들은 He III(이중 이온화 헬륨)[1] 때문에 맥동합니다.정상적인 A-F-G 별에서 그는 항성 광구에서는 중립이다.약 25,000–30,000K의 광구 아래 깊숙한 곳에서 He II 층(첫 번째 He 이온화)이 시작된다.두 번째 이온화(He III)는 약 35,000~50,000K에서 시작됩니다.

별이 수축할 때 He II 층의 밀도와 온도는 증가합니다.He II는 He III(두 번째 이온화)로 변하기 시작한다.이로 인해 별의 불투명도가 증가하고 항성 내부의 에너지 플럭스가 효과적으로 흡수됩니다.별의 온도가 상승하고 팽창하기 시작합니다.팽창 후 He III는 He II로 재결합하기 시작하고 별의 불투명도는 떨어집니다.이것은 별의 표면 온도를 낮춥니다.바깥층은 수축하고 주기는 처음부터 시작한다.

항성의 방사상 맥동과 밝기 변화 사이의 위상 변화는 항성 대기의 항성 표면에서 He II 구역의 거리에 따라 달라집니다.대부분의 세페이드에게 이것은 뚜렷하게 비대칭적인 관찰 광도 곡선을 만들어 빠르게 최대치로 상승했다가 천천히 다시 최소치로 내려갑니다.

다른 맥동별

불안정한 띠에서는 발견되지 않는 여러 종류의 맥동별이 있으며, 다른 메커니즘에 의해 맥동이 일어납니다.온도가 낮을 때는 장주기 가변 AGB별이 됩니다.온도가 더 높을 때는 세페이의 베타형 변광성과 망원경의 PV형 변광성이 있습니다.주계열 근처의 불안정 띠의 가장자리에는 감마 황새치 변수가 있습니다.백색왜성의 띠에는 DOV, DBV, DAV(= ZZ Ceti 변광성) 백색왜성의 세 가지 영역과 유형이 있습니다.이러한 유형의 맥동 변수 각각은 [1]헬륨 이외의 가변 불투명도 부분 이온화 영역에 의해 생성된 관련 불안정[2][3][4] 스트립을 가지고 있다.

대부분의 고휘도 초거성은 백조자리 알파 변수를 포함하여 다소 가변적입니다.불안정성 위에 있는 보다 밝은 별들의 특정 영역에서는 불규칙한 맥동과 폭발을 가진 노란색 극대거성이 발견됩니다.고온의 밝은 파란색 변수는 관련이 있을 수 있으며 불규칙한 분출에 따른 유사한 단기 및 장기 스펙트럼 및 밝기 변화를 보인다.

레퍼런스

  1. ^ a b c 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.
  2. ^ Beauchamp, A.; Wesemael, F.; Bergeron, P.; Fontaine, G.; Saffer, R. A.; Liebert, James; Brassard, P. (1999). "Spectroscopic Studies of DB White Dwarfs: The Instability Strip of the Pulsating DB (V777 Herculis) Stars". The Astrophysical Journal. 516 (2): 887. Bibcode:1999ApJ...516..887B. doi:10.1086/307148.
  3. ^ 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. 268: L27. Bibcode:1983ApJ...268L..27S. doi:10.1086/184023.
  4. ^ 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. 414 (2): L17. Bibcode:2004A&A...414L..17D. doi:10.1051/0004-6361:20031740.