蓝循环是恒星生命中的一个阶段。在恒星演化领域中,在这个阶段,它会从一颗温度较低的恒星演化成较热的恒星,然后再冷却。这个名称来自在赫罗图演化轨迹的形状,它形成一个顶端朝向图中的蓝色(即高温)一侧的循环。

显示5 M 恒星演化的蓝循环。

蓝循环可以发生在红巨星红巨星分支星或渐近巨星分支星。有些恒星可能会经历一个以上的蓝循环。许多脉动变星,例如造父变星就是蓝循环上的恒星。在水平分支上的恒星,即使它们暂时比红巨星或渐近巨星分支更热,通常不会被称为蓝循环星。对单颗恒星而言,因为循环发展得很慢是无法观测到的。因此,它是从理论和赫罗图中的恒星性质和分布推断出来的。

红巨星

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图中显示一些质量较大的红巨星在恒星演化轨迹上的蓝色循环。

红巨星分支(RGB)上的大多数恒星都有一个无活性的氦核,并停留在红巨星分支上,直到发生氦闪将它们移动到水平分支。然而,质量比2.3 M更大的恒星没有惰性的核心。它们在到达红巨星支尖之前,就会顺利点燃氦,并在核心燃烧氦的同时变得更热。在这个阶段,质量越大的恒星会变得越热,大约5 M的恒星通常都会经历一次持续大约一百万年的蓝循环。这种类型的蓝循环在恒星的一生中只会经历一次[1][2][3]

渐近巨星分支

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在渐近巨星分支(AGB)上的恒星多数都有碳和氧的惰性核心,并在核心周围交替的同心壳层中进行氢和氦的核聚变反应。氦壳层的点燃会导致热脉冲,在某些情况下,这将导致恒星暂时增加其有效温度并执行一个蓝循环。当不同壳层的核聚变交替开关时,可能会出现许多次热脉冲,因而同一颗恒星可能会出现多次蓝循环[4]

红超巨星

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红超巨星是已经离开主序带,并膨胀得很巨大且表面低温的恒星。它们的高亮度和低表面重力,会使它们因无法抓住外层而迅速地失去质量。越明亮的红超巨星失去质量的速度越快,且会使它们越来越热,也越来越小。对于质量最大的恒星,这可能导致它从红超巨星永远演变成蓝超巨星;但在某些情况下,恒星会执行蓝循环,并恢复成为红超巨星[5][6]

不稳定带

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执行蓝循环的恒星穿过HR图主序带上方的黄色区域,因此它们中的许多恒星都会穿越称为不稳定带的区域,而在这个区域的恒星,外层通常是不稳定和脉动的。室女座W型变星被认为是在渐近巨星分支上,穿越不稳定带的蓝循环星;而造父变星被认为是在红巨星分支中经历蓝循环而穿越不稳定带。这两种类型的恒星,在其生命的这个阶段都有发光不稳定的光球,而尽管大多数恒星的质量都还不足以融合碳或到达超新星,但往往都具有超巨星光谱 [4][7][8]

参考资料

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  1. ^ hapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning (PDF). [2019-01-17]. (原始内容 (PDF)存档于2014-10-13). 
  2. ^ Xu, H. Y.; Li, Y. Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops. Astronomy and Astrophysics. 2004, 418: 213–224. Bibcode:2004A&A...418..213X. doi:10.1051/0004-6361:20040024. 
  3. ^ Halabi, Ghina M.; El Eid, Mounib. Sensitivity of the blue loops of intermediate-mass stars to nuclear reactions. American Institute of Physics Conference Series. 2012, 1498 (1): 334. Bibcode:2012AIPC.1498..334H. arXiv:1410.1652 . doi:10.1063/1.4768514. 
  4. ^ 4.0 4.1 Groenewegen, M. A. T.; Jurkovic, M. I.; Meynet, Georges. Luminosities and infrared excess in Type II and anomalous Cepheids in the Large and Small Magellanic Clouds. Astronomy and Astrophysics. 2017, 603: A70. Bibcode:2017A&A...603A..70G. arXiv:1705.00886 . doi:10.1051/0004-6361/201730687. 
  5. ^ Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, André; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M. -Fernanda. Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective. Bulletin de la Societe Royale des Sciences de Liege. 2011, 80: 266. Bibcode:2011BSRSL..80..266M. arXiv:1101.5873 . 
  6. ^ Saio, Hideyuki; Georgy, Cyril; Meynet, Georges. Evolution of blue supergiants and α Cygni variables: Puzzling CNO surface abundances. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2013, 433 (2): 1246. Bibcode:2013MNRAS.433.1246S. arXiv:1305.2474 . doi:10.1093/mnras/stt796. 
  7. ^ Turner, David G.; Abdel-Sabour Abdel-Latif, Mohamed; Berdnikov, Leonid N. Rate of Period Change as a Diagnostic of Cepheid Properties. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2006, 118 (841): 410–418. Bibcode:2006PASP..118..410T. arXiv:astro-ph/0601687 . doi:10.1086/499501. 
  8. ^ Duerbeck, H. W.; Seitter, W. C. 5.1.2.1 Cepheids - CEP. Stars and Star Clusters. Landolt-Börnstein - Group VI Astronomy and Astrophysics 3B. 1996: 134–139. ISBN 978-3-540-56080-7. doi:10.1007/10057805_40.