Den blå sløjfe er et trin i udviklingen af stjerner med mellemmasse, i hvis kerner heliumforbrænding finder sted . På dette tidspunkt bliver stjernens overflade først varmere og afkøles derefter igen, og stjernen beskriver en sløjfe i Hertzsprung-Russell-diagrammet . Som et resultat kan sådanne stjerner krydse ustabilitetsstriben og observeres som klassiske cepheider . Dette evolutionstrin følger efter den røde kæmpegren og ender med overgangen til den asymptotiske kæmpegren .
Mens en stjerne er på den blå sløjfe, har den en delvist konvektiv og i begyndelsen overvejende heliumkerne samt en kappe, der primært består af brint . I kernen forbrænder helium og akkumuleres kulstof og oxygen i kernen , og ved grænsefladen mellem kernen og skallen syntetiseres helium fra brint i en lagdelt kilde, primært gennem CNO-kredsløbet [1] [2] . De indledende masser af stjerner, der falder på den blå sløjfe, ligger i området fra 2,3 M ⊙ til 10-12 M ⊙ , hvilket skyldes stjernernes udvikling (se nedenfor ) [3] .
En stjernes ophold på den røde kæmpegren ender med begyndelsen af kerneforbrænding af helium i midten af stjernen. Hvordan det præcist sker, afhænger af stjernens masse: stjerner mindre massive end 2,3 M ⊙ har et heliumglimt , som et resultat af hvilket stjernen hurtigt skifter til en vandret gren eller rød hob , og for stjerner med større masse helium forbrændingen begynder gradvist, hvilket får stjernen til at gå ind i den blå sløjfe [4] [5] [6] .
Efter at have forladt den røde kæmpegren falder stjernens lysstyrke. Når en stjerne er i den blå sløjfe, varmes overfladen af stjernen først op, og stjernen bliver blåere, hvorefter den afkøles igen, og stjernen bliver rød; I dette tilfælde kan lysstyrken som regel ændre sig i et lille område. På Hertzsprung-Russell-diagrammet beskriver stjernen således en løkke, som bestemmer navnet på dette stadie [4] [5] .
Størrelsen af løkken i diagrammet - det vil sige ændringen i stjernens temperatur under dens ophold - stiger meget med stjernens masse. En sådan tendens finder sted for masseområdet op til 10–12 M ⊙ , og for stjerner med en højere masse forsvinder den blå sløjfe, da heliumforbrænding i dem begynder kort tid efter at have forladt hovedsekvensen , når temperaturen på stjernen er høj nok. Afhængigheden af størrelsen og formen af den blå sløjfe af stjernens kemiske sammensætning er kompleks, men generelt, jo større andelen af helium og jo lavere metallicitet , jo mere udvidet viser den blå sløjfe sig at være. I nogle tilfælde kan stjernen forekomme sekundære blå sløjfer [3] .
Den tid, stjerner bruger på den blå sløjfe, er omkring 20 % af den tid, de bruger på hovedsekvensen – for eksempel er denne periode for en 5 M ⊙ stjerne 22 millioner år, og for en 10 M ⊙ stjerne er den 4 millioner . Tager man i betragtning, at reaktioner, der involverer helium, frigiver en størrelsesorden mindre energi pr. masseenhed end reaktioner, der involverer brint, og selve stjernen på dette stadium er meget lysere end på hovedsekvensen, er det ret lang tid. En sådan varighed af dette stadie opnås på grund af det faktum, at stjernerne på det producerer en betydelig brøkdel af energi på grund af forbrænding af brint, ofte endda mere end på grund af forbrænding af helium [4] .
Med tiden er heliumet i kernen opbrugt. Fra et øjeblik fortsætter reaktioner med dens deltagelse kun i kernens skal, der er blevet inert, som et resultat af hvilket stjernen begynder at udvide sig og passerer til den asymptotiske kæmpegren [5] [7] .
Bevægelsen af stjernerne i den asymptotiske gren af kæmper, der oplever termiske pulsationer langs diagrammet, kaldes nogle gange også blå sløjfer, selvom sådanne stjerner har forskellige parametre og struktur [8] .
På scenen af den blå sløjfe kan stjerner falde ind i ustabilitetsbåndet - regionen i Hertzsprung-Russell-diagrammet, hvor stjernerne er ustabile over for pulseringer. Sådanne stjerner ses som klassiske cepheider . Hvis den blå sløjfe er lang nok, så krydser stjernen ustabilitetsstriben fra lave til høje temperaturer, og så tilbage igen og går ind i Cepheidfasen to gange. Med en mindre udstrækning, stjernen, hvis den bliver en Cepheid, så kun én gang: den når ikke højtemperaturgrænsen for ustabilitetsbåndet [5] [9] .
Selvom stjerner også kan blive til cepheider på andre stadier af udviklingen, for eksempel subgiganter , adskiller den blå sløjfe sig fra andre stadier i sin længere varighed. Dette fører til, at sandsynligheden for at observere cepheider på dette stadium er maksimal [9] .
| Stjerner | |
|---|---|
| Klassifikation | |
| Substellære objekter | |
| Udvikling | |
| Nukleosyntese | |
| Struktur | |
| Ejendomme | |
| Beslægtede begreber | |
| Stjernelister | |