Mecanismo kappa

El mecanismo de opacidad kappa es el mecanismo que impulsa los cambios de luminosidad de muchos tipos de estrellas variables pulsantes . Se ha utilizado el término válvula de Eddington para este mecanismo, pero cada vez está más obsoleto. ^[1]

Aquí, la letra griega kappa (κ) se utiliza para indicar la opacidad radiativa a cualquier profundidad particular de la atmósfera estelar. En una estrella normal, un aumento en la compresión de la atmósfera provoca un aumento en la temperatura y la densidad; esto produce una disminución en la opacidad de la atmósfera, permitiendo que la energía escape más rápidamente. El resultado es una condición de equilibrio donde la temperatura y la presión se mantienen en un equilibrio. Sin embargo, en los casos en que la opacidad aumenta con la temperatura, la atmósfera se vuelve inestable frente a las pulsaciones. ^[2] Si una capa de una atmósfera estelar se mueve hacia adentro, se vuelve más densa y opaca, lo que hace que se detenga el flujo de calor. A cambio, este aumento de calor provoca una acumulación de presión que empuja la capa hacia afuera nuevamente. El resultado es un proceso cíclico a medida que la capa se mueve repetidamente hacia adentro y luego se ve obligada a volver a salir. ^[3]

La pulsación estelar no adiabática resultante del mecanismo κ se produce en regiones donde el hidrógeno y el helio están parcialmente ionizados, o donde hay iones de hidrógeno negativos. Un ejemplo de dicha zona se encuentra en las variables RR Lyrae , donde se produce la segunda ionización parcial del helio. ^[2] La ionización del hidrógeno es muy probablemente la causa de la actividad de pulsación en las variables Mira , las estrellas Ap de oscilación rápida (roAp) y las variables ZZ Ceti . En las variables Beta Cephei , las pulsaciones estelares se producen a una profundidad donde la temperatura alcanza aproximadamente los 200.000 K y hay una abundancia de hierro. El aumento de la opacidad del hierro a esta profundidad se conoce como la protuberancia Z, donde Z es el símbolo astronómico de los elementos distintos del hidrógeno y el helio. ^[4]

Referencias

1. Tao, Louis; Spiegel, Edward; Umurhan, O. Matt (1998). "Oscilaciones estelares". Resúmenes de reuniones de la División de Dinámica de Fluidos de la APS : LC.10. Código Bibliográfico : 1998APS..DFD..LC10T.
2. Maeder, André (2009). Física, formación y evolución de estrellas en rotación . Biblioteca de astronomía y astrofísica. Springer. p. 373. ISBN 978-3-540-76948-4.
3. de Boer, Klaas Sjoerds; Seggewiss, Wilhelm (2008). Estrellas y evolución estelar . L'Editeur: Ciencias EDP. pag. 172.ISBN​ 978-2-7598-0356-9.
4. LeBlanc, Francis (2010). Introducción a la astrofísica estelar. John Wiley and Sons . pág. 196. ISBN. 978-0-470-69957-7.

Lectura adicional

• Lección de Princeton sobre pulsación radial, con mecanismos kappa y épsilon
• Estrellas pulsantes: estrellas que respiran, presentación de la Universidad Tecnológica de Swinburne, 2010
• Cox, John P. (1963). "Sobre la segunda ionización del helio como causa de la inestabilidad pulsacional en las estrellas". The Astrophysical Journal . 138 : 487. Bibcode :1963ApJ...138..487C. doi :10.1086/147661.
• Stein, RF; Cameron, AGW (1966). "Evolución estelar". Código Bibliográfico :1966stev.conf.....S. {{cite journal}}: Requiere citar revista |journal=( ayuda )
• John P. Cox (1980). Teoría de la pulsación estelar. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08253-0.
• Andre Maeder (19 de diciembre de 2008). Física, formación y evolución de estrellas en rotación. Springer Science & Business Media. ISBN 978-3-540-76949-1.En la Fig. 15.8, p.399, hay una representación esquemática de las variaciones de magnitud V, velocidad radial, radio con respecto al radio mínimo y temperatura efectiva de una cefeida clásica (δ Ceph) durante un período.