Onstabiele strook
Die onstabiele strook is ’n byna vertikale strook op die Hertzsprung-Russell-diagram waar baie veranderlike sterre lê:[1] die RR Lyrae-veranderlikes waar hulle kruis met die horisontale tak; die klassieke Cepheïede waar hulle kruis met die superreuse; die W Virginis-veranderlikes by effens laer ligsterktes; en die Delta Scuti-veranderlikes naby die hoofreeks, insluitende die SX Phoenicis-veranderlikes en kortperiode-Ap-sterre.
RV Tauri-veranderlikes word ook soms geplaas in die onstabiele strook, naby die Cepheïede. Hoewel hulle baie verskil, lyk dit of hul pulserings deur dieselfde meganisme veroorsaak word.
Posisie op die HR-diagram
[wysig | wysig bron]Die onstabiele strook kruis die hoofreeks in die omgewing van die klas A- en klas F-sterre (1–2 sonmassas) en strek tot klas G- en vroeë K-sterre. Die grootste meerderheid van die sterre bo die hoofreeks in die onstabiele strook is veranderlikes. Waar die strook met die hoofreeks kruis, is die meeste sterre stabiel; daar is egter ’n paar veranderlikes, soos die kortperiode-Ap-sterre.
Pulserings
[wysig | wysig bron]Sterre in die onstabiele strook pulseer vanweë He-3 (He++ of dubbel geïoniseerde helium). In normale AFG-sterre is helium neutraal (He+) in die fotosfeer van die ster. Diep onder die fotosfeer, by sowat 25 000 tot 30 000 kelvin (K), begin die He-2-laag (eerste He-ionisasie). Tweede ionisasie (He-3) begin by sowat 35 000 tot 50 000 K.
Wanneer die ster krimp, neem die digtheid en temperatuur van die He-2-laag toe. He-2 begin omsit in He-3 (tweede ionisasie). Dit maak die gas meer absorberend en straling word tydelik in die gas vasgevang. Dit verhit die gas en die ster begin uitsit. Namate dit uitsit, koel dit af, die He-3 sit om in He-2 en die gas raak meer uitsendend. Die buitenste lae van die ster krimp weer en die hele proses begin van voor af.
Die helderheidswisselings van die ster hang af van die afstand van die He-2-sone van die steroppervlak af.
Ander pulserende sterre
[wysig | wysig bron]Daar is verskeie soorte veranderlike sterre en baie van hulle kom nie in die onstabiele strook voor nie. Hul pulserings word deur ander metodes veroorsaak. By koeler temperature is daar die langperiode-veranderlikes (AGB-reuse). By warmer temperature is daar die Beta Cephei-veranderlikes en PV Telescopii-veranderlikes. Reg by die grens van die onstabiele strook, naby die hoofreeks, is die Gamma Doradus-veranderlikes. Die strook witdwerge het drie verskillende streke van veranderlikes: DOV, DBV en DAV (ZZ Ceti-veranderlikes).[2][3][4]
Die meeste superreuse met ’n groot ligsterkte is in ’n mate veranderlik, insluitende Alpha Cygni-veranderlikes. In die gebied van helderder sterre bo die onstabiele strook kom die geelhiperreuse voor; hulle het onreëlmatige pulserings en opvlammings. Die warmer helder blou veranderlikes kan verwant wees en toon dieselfde kort- en langtermynwisselings van spektrum en ligsterkte met onreëlmatige opvlammings.
Verwysings
[wysig | wysig bron]- ↑ 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
- ↑ 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 516 (2): 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 268: 27. 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 414 (2): L17.Bibcode:2004A&A...414L..17D. doi:10.1051/0004-6361:20031740
Eksterne skakels
[wysig | wysig bron]Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia
