Mecanismo Kappa

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

Aquí, la letra griega kappa (κ) se usa para indicar la opacidad radiativa a cualquier profundidad particular de la atmósfera estelar. En una estrella normal, un aumento de la compresión de la atmósfera provoca un aumento de temperatura y 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 en la que la temperatura y la presión se mantienen equilibradas. 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 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 una zona de este tipo 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 ocurren 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 deelementos distintos del hidrógeno y el helio. ^[4]

Referencias

1. Tao, Louis; Spiegel, Edward; Umurhan, O. Matt (1998). "Oscilaciones estelares". Resúmenes de la reunión 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. Saltador. pag. 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 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 pulsante en las estrellas". El diario astrofísico . 138 : 487. Bibcode : 1963ApJ ... 138..487C . doi : 10.1086 / 147661 .
• Stein, RF; Cameron, AGW (1966). "Evolución estelar". Bibcode : 1966stev.conf ..... S .
• 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 . Springer Science & Business Media. ISBN 978-3-540-76949-1. En la figura 15.8 en la página 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.