mecanismo kappa

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

Aquí, la letra griega kappa (κ) se utiliza para indicar la opacidad radiativa en cualquier profundidad particular de la atmósfera estelar. En una estrella normal, un aumento de la compresión de la atmósfera provoca un aumento de la temperatura y la densidad; esto produce una disminución de 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 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 provoca que se controle 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 en el que la capa se mueve repetidamente hacia adentro y luego es forzada a salir nuevamente. ^[3]

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

Referencias

^ Tao, Luis; Spiegel, Eduardo; Umurhan, O. Matt (1998). "Oscilaciones estelares". Resúmenes de reuniones de la División de Dinámica de Fluidos de la APS : LC.10. Código Bib : 1998APS..DFD..LC10T.
^ ab Maeder, André (2009). Física, formación y evolución de estrellas en rotación . Biblioteca de astronomía y astrofísica. Saltador. pag. 373.ISBN 978-3-540-76948-4.
^ de Boer, Klaas Sjoerds; Seggewiss, Wilhelm (2008). Estrellas y evolución estelar . L'Editeur: Ciencias EDP. pag. 172.ISBN 978-2-7598-0356-9.
^ LeBlanc, Francisco (2010). Una introducción a la astrofísica estelar. John Wiley e hijos . pag. 196.ISBN 978-0-470-69957-7.

Otras lecturas

Lección de Princeton sobre pulsación radial, con mecanismo kappa y épsilon.
Estrellas pulsantes: estrellas que respiran, presentación de la Universidad Tecnológica de Swinburne, 2010
Cox, John P. (1963). "Sobre la segunda ionización de helio como causa de inestabilidad pulsacional en las estrellas". La revista astrofísica . 138 : 487. Código bibliográfico : 1963ApJ...138..487C. doi :10.1086/147661.
Stein, RF; Cameron, AGW (1966). "Evolución estelar". Código bibliográfico : 1966stev.conf.....S. {{cite journal}}: Citar diario requiere |journal=( ayuda )
John P. Cox (1980). Teoría de la Pulsación Estelar. Prensa de la Universidad de Princeton. ISBN 978-0-691-08253-0.
Andre Maeder (19 de diciembre de 2008). Física, Formación y Evolución de Estrellas en Rotación. Medios de ciencia y negocios de Springer. ISBN 978-3-540-76949-1.En la Fig. 15.8 en la página 399 hay una representación esquemática de las variaciones de la magnitud V, la velocidad radial, el radio con respecto al radio mínimo y la temperatura efectiva de una cefeida clásica (δ Ceph) durante un período.