Блакитна петля — стадія еволюції зір проміжної маси, у ядрах яких відбувається ядерне горіння гелію. Під час цієї стадії поверхня зорі спочатку стає гарячішою, а потім знову охолоджується, тому її шлях на діаграмі Герцшпрунга — Рассела має форму петлі. Унаслідок цього такі зорі можуть перетинати смугу нестабільності та спостерігатися як класичні цефеїди. Цей етап еволюції настає після гілки червоних гігантів і завершується переходом на асимптотичну гілку гігантів.
Характеристики
Поки зоря перебуває на блакитній петлі, вона має частково конвективне і спочатку переважно гелієве ядро, а також оболонку, що складається головно з водню. У ядрі відбувається горіння гелію й накопичення вуглецю та кисню, а на межі ядра й оболонки — синтез гелію з водню в шаровому джерелі, передусім за допомогою вуглецево-азотного циклу. Початкові маси зір, що потрапляють на блакитну петлю, лежать у діапазоні від 2,3 до 10—12 .
Еволюція Перебування зорі на гілці червоних гігантів завершується з початком ядерного горіння гелію в центрі зорі. Від маси зорі залежить, як саме це відбувається: у зір, легших за 2,3 , стається спалах гелієвого ядра, унаслідок чого зоря швидко переходить на горизонтальну гілку або до червоного згущення, а в масивніших зір горіння гелію починається поступово, унаслідок чого зоря переходить на блакитну петлю.
Після сходження з гілки червоних гігантів світність зорі зменшується. Коли зоря перебуває на блакитній петлі, її поверхня спочатку нагрівається, і зоря стає блакитнішою, а потім знову охолоджується і червонішає; світність при цьому зазвичай змінюється в невеликому діапазоні. Таким чином, на діаграмі Герцшпрунга — Рассела зоря описує петлю, що й зумовлює назву цієї стадії.
Розмір петлі на діаграмі — тобто зміна температури зорі за час перебування на ній — істотно зростає зі збільшенням маси зорі. Така залежність спостерігається в діапазоні мас до 10—12 , а для масивніших зір блакитна петля зникає, оскільки горіння гелію в них починається невдовзі після сходження з головної послідовності, коли температура зорі ще досить висока. Залежність розміру й форми блакитної петлі від хімічного складу зорі складна, але загалом що більша частка гелію й менша металічність, то протяжнішою є блакитна петля. У деяких випадках у зорі можуть виникати вторинні блакитні петлі.
Час, який зорі проводять на блакитній петлі, становить близько 20 % часу їхнього перебування на головній послідовності — наприклад, для зорі масою 5 це приблизно 22 мільйони років, а для зорі масою 10 — 4 мільйони років. З огляду на те, що під час реакцій за участю гелію виділяється на порядок менше енергії на одиницю маси, ніж під час реакцій за участю водню, а сама зоря на цій стадії значно яскравіша, ніж на головній послідовності, — це доволі тривалий період. Така тривалість досягається завдяки тому, що зорі на цій стадії виробляють значну частку енергії за рахунок горіння водню, часто навіть більшу, ніж за рахунок горіння гелію.
З часом гелій у ядрі вичерпується. З певного моменту реакції за його участю тривають лише в оболонці вже інертного ядра, унаслідок чого зоря починає розширюватися й переходить на асимптотичну гілку гігантів.
Рух по діаграмі зір асимптотичної гілки гігантів, що зазнають теплових пульсацій, іноді також називають блакитними петлями, хоча такі зорі мають інші параметри й будову.
Змінність На стадії блакитної петлі зорі можуть потрапляти до смуги нестабільності — області діаграми Герцшпрунга — Рассела, в якій зорі нестійкі до пульсацій. Такі зорі спостерігаються як класичні цефеїди. Якщо блакитна петля є достатньо протяжною, то зоря перетинає смугу нестабільності від низьких температур до високих, а потім назад, двічі входячи у фазу цефеїди. За меншої протяжності петлі зоря, якщо й стає цефеїдою, то лише один раз: вона не досягає високотемпературної межі смуги нестабільності.
Хоча цефеїдами можуть ставати зорі й на інших етапах еволюції, наприклад, субгіганти, блакитна петля вирізняється більшою тривалістю. Це зумовлює те, що ймовірність спостерігати цефеїди саме на цій стадії є максимальною.
Примітки
Література