Mavi döngü - Blue loop
Alanında yıldız evrimi , bir mavi döngü tekrar soğutulması önce sıcak bir birine serin yıldızdan değiştiren bir evrimleşmiş yıldızın hayatında bir aşamadır. Şeklinden adı türemiştir evrimsel parça bir ilgili Hertzsprung-Russell diyagramı mavi yönünde bir ilmek oluşturur diyagramın (yani sıcak) yan.
Kırmızı süper devler , kırmızı dev dal yıldızları veya asimptotik dev dal yıldızları için mavi döngüler oluşabilir . Bazı yıldızlar birden fazla mavi döngüden geçebilir. Sefeidler gibi titreşen birçok değişken yıldız , mavi döngü yıldızlarıdır. Yatay daldaki yıldızlara , kırmızı dev veya asimptotik dev dallardan geçici olarak daha sıcak olsalar bile, genellikle mavi bir döngüde bahsedilmez. Döngüler, tek tek yıldızlar için gözlemlenemeyecek kadar yavaş gerçekleşir, ancak teoriden ve H-R diyagramındaki yıldızların özelliklerinden ve dağılımından çıkarılır.
Kırmızı devler
Kırmızı dev daldaki (RGB) yıldızların çoğu hareketsiz bir helyum çekirdeğine sahiptir ve bir helyum flaşı onları yatay dala hareket ettirene kadar RGB'de kalır . Bununla birlikte, yaklaşık 2,3 M ☉'dan daha büyük kütleli yıldızların eylemsiz bir çekirdeği yoktur. Kırmızı dev dalın ucuna ulaşmadan önce helyumu sorunsuz bir şekilde tutuştururlar ve çekirdeklerinde helyum yakarken daha da ısınırlar. Bu aşamada daha büyük kütleli yıldızlar daha sıcak hale gelir ve yaklaşık 5 M ☉ yukarı doğru olan yıldızlara genellikle bir milyon yıl süren mavi bir döngü yaşıyormuş gibi davranılır. Bu tür mavi döngü, bir yıldızın ömrü boyunca yalnızca bir kez meydana gelir.
Asimptotik dev şube
Asimptotik dev daldaki (AGB) yıldızlar, büyük ölçüde hareketsiz karbon ve oksijen çekirdeklerine sahiptir ve dönüşümlü olarak, çekirdeğin etrafındaki eş merkezli kabuklarda hidrojen ve helyumu birleştirirler. Helyum kabuğu yanmasının başlangıcı termal bir darbeye neden olur ve bazı durumlarda bu, yıldızın geçici olarak sıcaklığını artırmasına ve mavi bir döngü oluşturmasına neden olur. Kabuklar dönüşümlü olarak açılıp kapandığında birçok termal darbe meydana gelebilir ve aynı yıldızda birden fazla mavi döngü meydana gelebilir.
Kırmızı süper devler
Kırmızı süper devler, ana diziyi terk eden ve büyük ölçüde genişleyip soğumuş olan devasa yıldızlardır . Yüksek parlaklıkları ve düşük yüzey ağırlıkları , hızla kütle kaybettikleri anlamına gelir. En parlak kırmızı süper devler, daha hızlı ve daha küçük hale gelebilecekleri kadar hızlı bir şekilde kütle kaybedebilirler. En büyük yıldızlarda bu, yıldızın kırmızı üstdev aşamasından kalıcı olarak uzaklaşarak mavi bir üstdev haline gelmesine neden olabilir, ancak bazı durumlarda yıldız mavi bir döngü gerçekleştirecek ve kırmızı bir üstdev olmaya geri dönecektir.
Kararsızlık şeridi
Mavi döngüler gerçekleştiren yıldızlar, ana dizinin üstündeki H – R diyagramının sarı bölümünü keser, böylece birçoğu kararsızlık şeridi adı verilen bir bölgeyi geçer, çünkü o bölgedeki yıldızların dış katmanları kararsızdır ve titreşir. Mavi bir döngü sırasında kararsızlık şeridini geçen asimptotik dev daldan gelen yıldızların W Virginis değişkenleri olduğu düşünülmektedir . Kırmızı dev daldan mavi bir döngü sırasında kararsızlık şeridini geçen daha büyük yıldızların δ Cephei değişkenlerini oluşturduğu düşünülmektedir . Her iki yıldız türü de yaşamlarının bu aşamasında parlak ve dengesiz fotoferlere sahiptir ve çoğu zaman süper devlerin spektrumlarına sahiptir , ancak çoğu karbonu kaynaştıracak veya bir süpernovaya ulaşacak kadar büyük değildir .