Горизонтальная ветка - Horizontal branch

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела за шаровое скопление M5, с горизонтальной ветвью, отмеченной желтым, звезды RR Лиры - зеленым, а некоторые из наиболее ярких Красный гигант филиал звезды в красном

В горизонтальная ветвь (HB) является этапом звездная эволюция что сразу следует за Красный гигант филиал в звездах, массы которых близки к массе солнце с. Звезды с горизонтальными ветвями питаются от синтез гелия в ядре (через тройной альфа-процесс) и водородный синтез (через Цикл CNO ) в оболочке, окружающей ядро. Начало термоядерного синтеза гелия на кончике Красный гигант филиал вызывает существенные изменения в звездная структура, что приводит к общему сокращению яркость, некоторое сжатие звездной оболочки и повышение температуры поверхности.

Открытие

Звезды горизонтальной ветви были открыты с помощью первых глубоких фотографических фотометрический исследования шаровые скопления[1][2]и отличались отсутствием на всех открытые кластеры это было изучено до того времени. Горизонтальная ветвь названа так потому, что в низко-металличность звездные коллекции, такие как шаровые скопления, Звезды HB лежат примерно на горизонтальной линии в Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Поскольку все звезды одного шарового скопления находятся по существу на одинаковом расстоянии от нас, их видимые величины имеют одинаковое отношение к их абсолютным величинам, и, таким образом, свойства, связанные с абсолютными величинами, четко видны на диаграмме HR, ограниченной звездами этого скопления. кластер, не рассеянный неопределенностью расстояния и, следовательно, магнитуды.

Эволюция

Маршрут эволюции солнечной звезды с горизонтальной ветвью и красным сгустком

Истощив водород в ядре, звезды покидают главная последовательность и начать слияние в водородной оболочке вокруг гелиевого ядра и становятся гиганты на Красный гигант филиал. У звезд с массами до 2,3 масс солнце гелиевое ядро ​​становится областью дегенеративная материя что не способствует генерации энергия. Он продолжает расти и увеличиваться температура как водородный синтез в оболочке вносит больше гелий.[3]

Если звезда имеет более 0,5 солнечные массы,[4] ядро в конечном итоге достигает температура необходимо для слияние из гелий в углерод через тройной альфа-процесс. Начало синтез гелия начинается через центральный регион, что вызывает немедленное температура подъем и быстрое увеличение скорости слияние. В течение нескольких секунд ядро ​​перестает работать.выродиться и быстро расширяется, создавая событие под названием гелиевая вспышка. Невырожденные сердечники инициируют сплавление более плавно, без вспышки. Выход этого события поглощается слоями плазма выше, поэтому эффекты не видны снаружи звезды. Теперь звезда изменится на новую. равновесие состояние, и его эволюционный путь переключается с Красный гигант филиал (RGB) на горизонтальную ветвь Диаграмма Герцшпрунга – Рассела.[3]

Звезды первоначально между примерно 2,3M☉ и 8M☉ имеют гелиевые сердечники большего размера, которые не становятся вырожденными. Вместо этого их ядра достигают Масса Шенберга-Чандрасекара при котором они больше не находятся в гидростатическом или тепловом равновесии. Затем они сжимаются и нагреваются, что вызывает синтез гелия до того, как ядро ​​станет вырожденным. Эти звезды также становятся более горячими во время синтеза ядра с гелием, но у них разные массы ядра и, следовательно, разные светимости от звезд HB. Они изменяют температуру во время термоядерного синтеза гелия и выполняют синяя петля перед переходом к асимптотической ветви гигантов. Звезды массивнее примерно 8M☉ также плавно воспламеняют гелий в ядре, а также сжигают более тяжелые элементы в качестве красный сверхгигант.[5]

Звезды остаются на горизонтальной ветви около 100 миллионов лет, постепенно становясь более яркими, так же как звезды главной последовательности увеличивают светимость по мере того, как теорема вириала показывает. Когда в их ядре гелий в конечном итоге заканчивается, они переходят к горению гелиевой оболочки на асимптотическая ветвь гигантов (AGB). На AGB они становятся холоднее и ярче.[3]

Морфология горизонтальной ветви

Все звезды на горизонтальной ветви после гелиевой вспышки имеют очень похожие массы ядра. Это означает, что они имеют очень похожую светимость, и на Диаграмма Герцшпрунга – Рассела По визуальной величине ветвь расположена горизонтально.

Размер и температура звезды HB зависит от массы водородной оболочки, остающейся вокруг гелиевого ядра. Звезды с большей водородной оболочкой холоднее. Это создает распространение звезд вдоль горизонтальной ветви при постоянной яркости. Эффект изменения температуры намного сильнее при более низких металличность, поэтому старые грозди обычно имеют более выраженные горизонтальные ветви.[6]

Хотя горизонтальная ветвь названа так потому, что она состоит в основном из звезд с примерно одинаковой абсолютной величиной в диапазоне температур, лежащих на горизонтальной полосе на диаграммах цвет – величина, ветвь далеко от горизонтали на синем конце. Горизонтальная ветвь заканчивается «синим хвостом» с более горячими звездами, имеющими меньшую светимость, иногда с «синим крючком» из очень горячих звезд. Он также не является горизонтальным, когда строится по болометрической светимости, причем более горячие звезды горизонтальной ветви менее ярки, чем более холодные.[7]

Самые горячие звезды с горизонтальной ветвью, называемые крайней горизонтальной ветвью, имеют температуры 20 000–30 000 К. Это намного превосходит то, что можно было бы ожидать от обычной звезды, горящей гелием. Теории, объясняющие эти звезды, включают двойные взаимодействия и "поздние тепловые импульсы", когда тепловой импульс, который Асимптотическая ветвь гигантов (AGB) звезды наблюдаются регулярно, происходит после прекращения слияния и перехода звезды в фазу сверхветра.[8] Эти звезды «рождены заново» с необычными свойствами. Несмотря на странно звучащий процесс, ожидается, что это произойдет для 10% или более звезд post-AGB, хотя считается, что только особенно поздние тепловые импульсы создают звезды с экстремальной горизонтальной ветвью после фазы планетарной туманности и когда центральная звезда уже остывает в сторону белого карлика.[9]

Разрыв RR Lyrae

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела для шарового скопления M3

Шаровое скопление CMD (Диаграммы цвет-величина ) обычно имеют горизонтальные ветви, которые имеют заметный разрыв в HB. Этот пробел в CMD неверно предполагает, что кластер не имеет звезды в этом районе его CMD. Разрыв возникает на полоса нестабильности, где много пульсирующие звезды найдены. Эти пульсирующие звезды с горизонтальными ветвями известны как Переменная RR Лиры звезды и они, очевидно, изменчивы в яркость со сроками до 1,2 суток.[10]

Требуется расширенная программа наблюдений, чтобы установить истинное значение звезды (то есть усредненное за полный период) кажущаяся величина и цвет. Такая программа обычно выходит за рамки исследования диаграммы цвет – величина кластера. Из-за этого пока переменные звезды отмечены в таблицах звездного состава скопления из такого исследования, эти переменные звезды не включены в графическое представление CMD кластера, потому что данных, адекватных для их правильного построения, нет. Это упущение часто приводит к RR Lyrae разрыв видели во многих опубликованных шаровое скопление CMD.[11]

Разные шаровые скопления часто отображают разные HB морфологии, что означает, что относительные пропорции звезд HB, существующих на более горячем конце промежутка RR Lyr, внутри промежутка и в более холодном конце промежутка, резко меняются от скопления к скоплению. Основная причина различных морфологий ГБ - давняя проблема звездная астрофизика. Химический состав является одним из факторов (обычно в том смысле, что более бедные металлами скопления имеют более голубые ВС), но другие звездные свойства, такие как возраст, вращение и содержание гелия также были предложены как влияющие на HB морфология. Иногда это называют "проблемой второго параметра" для шаровые скопления, поскольку существуют пары шаровые скопления которые кажутся одинаковыми металличность все же имеют очень разные морфологии HB; одна такая пара NGC 288 (у которого очень синий HB) и NGC 362 (у которого довольно красный HB). Метка «второй параметр» подтверждает, что некий неизвестный физический эффект ответственен за различия морфологии HB в кластерах, которые в остальном кажутся идентичными.[7]

Отношение к красному комку

Родственный класс звезд - это скопление гигантов, принадлежащие к так называемым красный комок, которые относительно моложе (и поэтому более массивный ) и обычно больше богатый металлами население I аналоги звезд HB (принадлежащих население II ). И звезды HB, и сгустки гигантов сливаются гелий к углерод в их ядрах, но различия в структура их внешних слоев приводят к тому, что разные типы звезд имеют разные радиусы, эффективные температуры, и цвет. С индекс цвета - горизонтальная координата в Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, разные типы звезд появляются в разных частях CMD, несмотря на их общие энергия источник. Фактически, красный сгусток представляет собой одну крайность морфологии горизонтальной ветви: все звезды находятся на красном конце горизонтальной ветви, и их может быть трудно отличить от звезд, впервые восходящих по ветви красных гигантов.[12]

Рекомендации

  1. ^ Арп, Х.С.; Baum, W. A .; Сэндидж, А. (1952), "Диаграммы HR для шаровых скоплений M 92 и M 3", Астрономический журнал, 57: 4–5, Bibcode:1952AJ ..... 57 .... 4A, Дои:10.1086/106674
  2. ^ Сэндидж, А. Р. (1953), "Диаграмма цвет-величина для шарового скопления M 3", Астрономический журнал, 58: 61–75, Bibcode:1953AJ ..... 58 ... 61S, Дои:10.1086/106822
  3. ^ а б c Карттунен, Ханну; Оя, Хейкки (2007), Фундаментальная астрономия (5-е изд.), Springer, p. 249, ISBN  978-3-540-34143-7
  4. ^ "Звезды главной последовательности поста". Австралийский телескоп и образование. Получено 2 декабря 2012.
  5. ^ Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). «Эволюция звезд и звездных популяций». Эволюция звезд и звездных популяций: 400. Bibcode:2005essp.book ..... S.
  6. ^ Рудольф Киппенхан; Альфред Вайгерт; Ахим Вайс (31 октября 2012 г.). Звездная структура и эволюция. Springer Science & Business Media. С. 408–. ISBN  978-3-642-30304-3.
  7. ^ а б Ли, Янг-Ук; Демарк, Пьер; Зинн, Роберт (1994). "Звезды с горизонтальными ветвями в шаровых скоплениях. II. Явление второго параметра". Астрофизический журнал. 423: 248. Bibcode:1994ApJ ... 423..248L. Дои:10.1086/173803.
  8. ^ Randall, S.K .; Calamida, A .; Fontaine, G .; Bono, G .; Брассар, П. (2011). "БЫСТРО ПУЛЬСИРУЮЩИЙ ГОРЯЧИЕ ПОДВОДЫ В ω CENTAURI: НОВАЯ ПОЛОСА НЕУСТОЙЧИВОСТИ НА ЭКСТРЕМАЛЬНО ГОРИЗОНТАЛЬНОМ ОТВЕТЕ?". Астрофизический журнал. 737 (2): L27. Bibcode:2011ApJ ... 737L..27R. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 737/2 / L27.
  9. ^ Джеффри, С. С. (2008). «Звезды с дефицитом водорода: Введение». Звезды с дефицитом водорода. 391: 3. Bibcode:2008ASPC..391 .... 3J.
  10. ^ Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. «Типы переменных». Получено 12 марта 2011.
  11. ^ Дэвид Стивенсон (9 мая 2015 г.). Сложная жизнь звездных скоплений. Springer. С. 70–. ISBN  978-3-319-14234-0.
  12. ^ Ханну Карттунен; Пекка Крёгер; Хейкки Оя; Маркку Поутанен; Карл Йохан Доннер (9 августа 2007 г.). Фундаментальная астрономия. Springer Science & Business Media. С. 249–. ISBN  978-3-540-34144-4.