В области звездной эволюции синяя петля — это этап в жизни эволюционировавшей звезды, на котором она меняется от холодной звезды к более горячей, прежде чем снова остыть. Название происходит от формы эволюционного пути на диаграмме Герцшпрунга-Рассела , который образует петлю в направлении синей (т.е. более горячей) стороны диаграммы.
Синие петли могут возникать у красных сверхгигантов , звезд ветви красных гигантов или асимптотических звезд ветви гигантов . Некоторые звезды могут иметь более одной синей петли. Многие пульсирующие переменные звезды, такие как цефеиды, представляют собой звезды с голубой петлей. Звезды на горизонтальной ветви обычно не называют синими петлями, хотя они временно горячее, чем на ветвях красных гигантов или асимптотических гигантов. Петли возникают слишком медленно, чтобы их можно было наблюдать для отдельных звезд, но они выводятся из теории, а также из свойств и распределения звезд на диаграмме H – R.
Большинство звезд ветви красных гигантов (RGB) имеют инертное гелиевое ядро и остаются в RGB до тех пор, пока гелиевая вспышка не переместит их в горизонтальную ветвь. Однако звезды массивнее примерно 2,3 M ☉ не имеют инертного ядра. Они плавно воспламеняют гелий, прежде чем достигнут кончика ветви красных гигантов, и становятся горячее, пока сжигают гелий в своих ядрах. На этой фазе более массивные звезды становятся более горячими, а звезды размером примерно 5 M ☉ и выше обычно считаются испытывающими синюю петлю, которая длится порядка миллиона лет. Этот тип синей петли возникает только один раз за всю жизнь звезды. [1] [2] [3]
Звезды асимптотической ветви гигантов (AGB) имеют в основном инертные ядра из углерода и кислорода и поочередно соединяют водород и гелий в концентрических оболочках вокруг ядра. Начало горения гелиевой оболочки вызывает тепловой импульс , и в некоторых случаях это приводит к тому, что звезда временно повышает свою температуру и выполняет синюю петлю. Когда оболочки поочередно включаются и выключаются, может возникнуть множество тепловых импульсов, а в одной и той же звезде может возникнуть несколько синих петель. [4]
Красные сверхгиганты — это массивные звезды, покинувшие главную последовательность , сильно расширившиеся и остывшие. Их высокая светимость и низкая поверхностная гравитация означают, что они быстро теряют массу. Самые яркие красные сверхгиганты могут терять массу достаточно быстро, становясь горячее и меньшими. У самых массивных звезд это может привести к тому, что звезда навсегда выйдет из стадии красного сверхгиганта и станет синим сверхгигантом, но в некоторых случаях звезда выполнит синюю петлю и вернется в состояние красного сверхгиганта. [5] [6] VY Canis Majoris — один из таких кандидатов на роль звезды во второй фазе красного сверхгиганта. [7]
Звезды, совершающие синие петли, пересекают желтую часть диаграммы H – R над главной последовательностью, так что многие из них пересекают область, называемую полосой нестабильности, поскольку внешние слои звезд в этой области нестабильны и пульсируют. Считается, что звезды из асимптотической ветви гигантов, пересекающие полосу нестабильности во время синей петли, становятся переменными W Virginis . Считается, что более массивные звезды, пересекающие полосу нестабильности во время синей петли от ветви красных гигантов, составляют переменные δ Цефеи . Оба типа звезд на этом этапе своей жизни имеют яркие и нестабильные фотосферы и часто имеют спектры сверхгигантов , хотя большинство из них недостаточно массивны, чтобы когда-либо синтезировать углерод или достичь сверхновой . [4] [8] [9]