PROFILPELAJAR.COM

’n Bloureus is ’n warm ster met ’n spektraaltipe van O of B (dus opmerklik blou) en ’n ligsterkteklas van III (reusester) of II (helder reus). Op die Hertzsprung-Russell-diagram word blou reuse bo regs van die hoofreeks aangetref.

Hulle is massiewe sterre wat die waterstof in hul kern opgebruik en die hoofreeks verlaat het. Hulle het ’n oppervlaktemperatuur van rondom 30 000 kelvin. Hulle kan ’n absolute magnitude van tot -5 of -6 hê (wat van 9 000 tot 25 000 keer so helder soos die Son is),^[1] of selfs hoër. Hul oppervlaktemperatuur is so hoog dat ’n taamlike deel van hul energie-uitset in die ultravioletdeel van die spektrum val en dus onsigbaar vir die mens is.

Die term "bloureus" verwys na 'n verskeidenheid sterre in verskillende stadiums van hulle ontwikkeling en hulle het min in gemeen met mekaar. Dit verwys dus na sterre in 'n sekere streek van die HR-diagram eerder as na 'n spesifieke soort ster. Hulle is baie skaarser as rooireuse omdat hulle net uit swaarder en minder algemene sterre ontwikkel en omdat hulle net vir 'n kort ruk in die bloureusestadium bly.

Omdat O- en B-tipe reusesterre effens helderder is as gewone blou hoofreekssterre van dieselfde temperatuur en omdat baie van hulle redelik naby aan die Aarde is op die galaktiese skaal van die Melkweg, is baie van die helder sterre in die naglug voorbeelde van bloureuse, insluitende Beta Centauri (B1III); Mimosa (B0.5III); Bellatrix (B2III); Epsilon Canis Majoris (B2II) en Alpha Lupi (B1.5III).

Die naam bloureus word soms verkeerdelik gebruik vir ander helder sterre met 'n groot massa, soos hoofreekssterre, bloot omdat hulle groot en warm is.^[2]

Eienskappe

"Bloureus" is nie eintlik 'n gedefinieerde term nie en word gebruik vir 'n groot verskeidenheid sterre van verskillende tipes. Wat hulle in gemeen het, is 'n taamlike toename in grootte en ligsterkte in vergelyking met hoofreekssterre van dieselfde massa en temperatuur en dat hulle warm genoeg is om "blou" genoem te word, wat beteken spektraalklas O, B en soms vroeë A.

Hulle radiusse is net omtrent vyf tot tien keer dié van die Son (5-10 R_☉). Daarteenoor het rooireuse radiusse van tot 100 R_☉.

Die koelste en dofste sterre wat bloureuse genoem word, is op die horisontale tak en het deur hulle rooireusestadium gegaan. Hulle brand nou helium in hulle kern. Na gelang van hulle massa en chemiese samestelling word dié sterre blouer totdat hulle die helium in hulle kern opgebruik het, en word dan weer rooier en beweeg na die asimptotiese reusetak (ART). Die RR Lyrae- veranderlike sterre, gewoonlik van spektraalklas A, lê oor die middel van die horisontale tak.

Sterre van die horisontale tak wat warmer as die RR Lyrae-sterre is, word gewoonlik as bloureuse beskou en party RR Lyrae-sterre self word bloureuse genoem, al is sommige van hulle van spektraalklas F.^[3] Daar is geen streng boonste perk vir reusesterre nie.

Evolusie

Sterre in die bloureusestreek van die HR-diagram kan in verskillende stadiums van hulle bestaan wees, maar is almal ontwikkelde (geëvolueerde) sterre wat feitlik al die waterstof in hulle kern verbrand het.

In die eenvoudigste gevalle begin 'n warm, helder ster uitsit wanneer die waterstof in sy kern opgebrand het. Dit word eers 'n blousubreus en dan 'n bloureus, en word beide koeler en helderder. Sterre met 'n gemiddelde massa sal bly uitsit en koeler word totdat hulle rooireuse word. Baie swaar sterre bly ook uitsit namate verbranding in die waterstofskil voortgaan, maar hulle ligsterkte bly min of meer konstant. Hulle beweeg horisontaal oor die HR-diagram. So kan hulle vinnig deur die stadiums bloureus, helder bloureus, blousuperreus en geelsuperreus beweeg, totdat hulle rooisuperreuse word.

Die ligsterkteklas van sulke sterre word afgelei uit spektraallyne wat sensitief is vir die oppervlakswaartekrag van die ster: Die groter, helderder sterre val in klas I (superreuse), terwyl sterre wat ietwat minder uitgesit het en helderder is, in klas II of III val.^[4] Omdat hulle swaar sterre met 'n kort bestaan is, kom baie bloureuse in O-B-verbindings voor, wat 'n groot groep losweg verbonde jong sterre is.

BHT-sterre (in die blou horisontale tak) is verder ontwikkel en verbrand helium in die kern, hoewel hulle steeds 'n aansienlike waterstofomhulsel het. Hulle het ook 'n gemiddelde massa van sowat 0,5-1,0 sonmassas (0,5-1,0 M_☉), en daarom is hulle dikwels baie ouer as bloureuse met 'n groter massa.^[5] Dié sterre ontwikkel teen 'n konstante ligsterkte deur die stadium waarin hulle helium in die kern verbrand; hulle word eers warmer en dan weer koeler terwyl hulle na die ART beweeg. Aan die blou punt van die horisontale tak is daar 'n "blou stert" van sterre met 'n kleiner ligsterkte en 'n "blou haak" met selfs nog warmer sterre.^[6]

Daar is ander ver ontwikkelde warm sterre wat gewoonlik nie bloureuse genoem word nie: Wolf-Rayetsterre is baie helder sterre met uiterse temperature en prominente emissielyne van helium en stikstof; post-ART-sterre wat planetêre newels vorm en soortgelyk aan Wolf-Rayet-sterre is, maar kleiner en met 'n kleiner massa; bloudwaalsterre, ongewone helder, blou sterre wat skynbaar in die hoofreeks waargeneem word in swerms waar hoofreekssterre van hulle ligsterkte in reuse en superreuse sou ontwikkel het; en die blousuperreuse, die sterre met die grootste massa wat verder as bloureuse ontwikkel het en geïdentifiseer word deur die effek van hulle groter uitsetting op hulle spektrums.

Voorbeelde van bloureuse

Omicron Cassiopeiae (ο Cas), ’n blou-wit tipe B.
Omega Cassiopeiae (ω Cas), ’n blou-wit tipe B.
27 Canis Majoris (27 CMa), ’n blou-wit tipe B.
10 Canis Majoris (10 CMa), ’n blou-wit tipe B.
S Monocerotis (15 Mon), ’n blou tipe O.
12 Canis Majoris (12 CMa), ’n blou-wit tipe B.
Chi Carinae (χ Car), ’n blou-wit tipe B.
11 Canis Majoris (11 CMa), ’n blou-wit tipe B.
Tau Andromedae (τ And), ’n blou-wit tipe B.
V343 Carinae (d Car), ’n blou-wit tipe B.
Alnitak (ζ Ori), ’n blou tipe O.

Verwysings

↑ "Magnitude Scale". 4 Augustus 2008. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 16 Februarie 2011. Besoek op 10 April 2011.
↑ "What is the life cycle of a blue giant star?". Besoek op 11 Desember 2017.
↑ Lee, Y. -W. (1990). "On the Sandage period shift effect among field RR Lyrae stars". The Astrophysical Journal. 363: 159. Bibcode:1990ApJ...363..159L. doi:10.1086/169326.
↑ Iben, I.; Renzini, A. (1984). "Single star evolution I. Massive stars and early evolution of low and intermediate mass stars". Physics Reports. 105 (6): 329. Bibcode:1984PhR...105..329I. doi:10.1016/0370-1573(84)90142-X.
↑ Da Costa, G. S.; Rejkuba, M.; Jerjen, H.; Grebel, E. K. (2010). "Ancient Stars Beyond the Local Group: RR Lyrae Variables and Blue Horizontal Branch Stars in Sculptor Group Dwarf Galaxies". The Astrophysical Journal. 708 (2): L121. arXiv:0912.1069. Bibcode:2010ApJ...708L.121D. doi:10.1088/2041-8205/708/2/L121. S2CID 204938705.
↑ Cassisi, S.; Salaris, M.; Anderson, J.; Piotto, G.; Pietrinferni, A.; Milone, A.; Bellini, A.; Bedin, L. R. (2009). "Hot Horizontal Branch Stars in ω Centauri: Clues about their Origin from the Cluster Color Magnitude Diagram". The Astrophysical Journal. 702 (2): 1530. arXiv:0907.3550. Bibcode:2009ApJ...702.1530C. doi:10.1088/0004-637X/702/2/1530. S2CID 2015110.