Bucla albastră este o etapă în evoluția stelelor de masă intermediară, în nucleele cărora are loc arderea heliului . În acest moment, suprafața stelei devine mai întâi mai fierbinte și apoi se răcește din nou, iar steaua descrie o buclă în diagrama Hertzsprung-Russell . Drept urmare, astfel de stele pot traversa banda de instabilitate și pot fi observate ca Cefeide clasice . Această etapă de evoluție urmează după ramura gigant roșie și se termină cu trecerea la ramura gigant asimptotică .
În timp ce o stea se află pe bucla albastră, are un miez parțial convectiv și inițial în mare parte heliu , precum și o anvelopă compusă în principal din hidrogen . În miez, heliul arde și carbonul și oxigenul se acumulează în miez , iar la interfața dintre miez și înveliș, heliul este sintetizat din hidrogen într-o sursă stratificată, în primul rând prin ciclul CNO [1] [2] . Masele inițiale de stele care cad pe bucla albastră se află în intervalul de la 2,3 M ⊙ la 10-12 M ⊙ , ceea ce se datorează evoluției stelelor (vezi mai jos ) [3] .
Şederea unei stele pe ramura gigant roşu se încheie cu debutul arderii nucleare a heliului în centrul stelei. Cum se întâmplă exact acest lucru depinde de masa stelei: stelele cu o masă mai mică de 2,3 M ⊙ au un fulger de heliu , ca urmare a căruia steaua trece rapid la o ramură orizontală sau un grup roșu , iar pentru stelele cu o masă mai mare, heliu arderea începe treptat, făcând ca steaua să intre în bucla albastră [4] [5] [6] .
După părăsirea ramurului gigant roșu, luminozitatea stelei scade. Când o stea se află în bucla albastră, suprafața stelei se încălzește mai întâi și steaua devine mai albastră, apoi se răcește din nou și steaua devine roșie; În acest caz, luminozitatea se poate modifica, de regulă, într-un interval mic. Astfel, pe diagrama Hertzsprung-Russell, steaua descrie o buclă, care determină denumirea acestei etape [4] [5] .
Mărimea buclei din diagramă - adică schimbarea temperaturii stelei în timpul șederii acesteia - crește foarte mult odată cu masa stelei. O astfel de tendință are loc pentru domeniul de masă de până la 10–12 M ⊙ , iar pentru stelele cu o masă mai mare, bucla albastră dispare, deoarece arderea heliului în ele începe la scurt timp după părăsirea secvenței principale , când temperatura stea este suficient de mare. Dependența mărimii și formei buclei albastre de compoziția chimică a stelei este complexă, dar, în general, cu cât proporția de heliu este mai mare și cu cât metalitatea este mai mică , cu atât bucla albastră se dovedește a fi mai extinsă. În unele cazuri, steaua poate apărea bucle secundare albastre [3] .
Timpul pe care stelele îl petrec pe bucla albastră este de aproximativ 20% din timpul pe care îl petrec pe secvența principală — de exemplu, pentru o stea de 5 M ⊙ această perioadă este de 22 de milioane de ani, iar pentru o stea de 10 M ⊙ este de 4 milioane. . Ținând cont de faptul că reacțiile care implică heliu eliberează cu un ordin de mărime mai puțină energie pe unitatea de masă decât reacțiile care implică hidrogen, iar steaua însăși în această etapă este mult mai strălucitoare decât în secvența principală, acesta este un timp destul de lung. O astfel de durată a acestei etape se realizează datorită faptului că stelele de pe ea produc o fracțiune semnificativă de energie datorită arderii hidrogenului, adesea chiar mai mult decât datorită arderii heliului [4] .
În timp, heliul din miez este epuizat. De la un moment dat, reacțiile cu participarea sa continuă doar în coaja nucleului devenit inert, drept urmare steaua începe să se extindă și trece în ramura gigant asimptotică [5] [7] .
Mișcarea stelelor din ramura asimptotică a giganților care experimentează pulsații termice de-a lungul diagramei este uneori numită și bucle albastre, deși astfel de stele au parametri și structură diferiți [8] .
În stadiul buclei albastre, stelele pot cădea în banda de instabilitate - regiunea diagramei Hertzsprung-Russell, stelele în care sunt instabile la pulsații. Astfel de stele sunt observate ca Cefeide clasice . Dacă bucla albastră este suficient de lungă, atunci steaua traversează banda de instabilitate de la temperaturi scăzute la temperaturi ridicate și apoi înapoi, intrând de două ori în faza Cefeidă. Cu o întindere mai mică, steaua, dacă devine Cefeid, atunci o singură dată: nu atinge limita de temperatură ridicată a benzii de instabilitate [5] [9] .
Deși stelele pot deveni Cefeide și în alte etape de evoluție, de exemplu, subgiganți , bucla albastră diferă de alte etape prin durata sa mai lungă. Aceasta duce la faptul că probabilitatea de observare a Cefeidelor în această etapă este maximă [9] .
| Stele | |
|---|---|
| Clasificare | |
| Obiecte substelare | |
| Evoluţie | |
| Nucleosinteza | |
| Structura | |
| Proprietăți | |
| Concepte înrudite | |
| Liste de stele | |