Горизонтальная ветвь

Горизонтальная ветвь ( HB ) — это стадия звездной эволюции , следующая сразу за ветвью красных гигантов у звезд, массы которых подобны солнечной . Звезды с горизонтальной ветвью питаются за счет синтеза гелия в ядре (посредством процесса тройного альфа) и синтеза водорода (посредством цикла CNO ) в оболочке, окружающей ядро. Начало синтеза гелия в ядре на кончике ветви красных гигантов вызывает существенные изменения в звездной структуре , что приводит к общему снижению светимости , некоторому сжатию оболочки звезды и достижению более высоких температур на поверхности.

Открытие

Звезды горизонтальной ветви были открыты в результате первых глубоких фотографических фотометрических исследований шаровых скоплений. ^[1]^[2]и примечательны тем, что отсутствовали во всех рассеянных скоплениях , изученных к тому времени. Горизонтальная ветвь названа так потому, что в с низкой металличностью звездных скоплениях , таких как шаровые скопления , звезды HB лежат примерно вдоль горизонтальной линии на диаграмме Герцшпрунга-Рассела . Поскольку все звезды одного шарового скопления находятся практически на одинаковом расстоянии от нас, все их видимые звездные величины имеют одинаковое отношение к их абсолютным звездным величинам, и, таким образом, свойства, связанные с абсолютной звездной величиной, ясно видны на диаграмме HR, приуроченной к звездам этого шарового скопления. кластер, не рассеянный расстоянием и, следовательно, неопределенностью величины.

Эволюция

Исчерпав водород своего ядра, звезды покидают главную последовательность и начинают синтез в водородной оболочке вокруг гелиевого ядра и становятся гигантами на ветви красных гигантов . У звезд с массами до 2,3 масс Солнца гелиевое ядро становится областью вырожденного вещества, не способствующего генерации энергии . Он продолжает расти и повышать температуру , поскольку в результате синтеза водорода в оболочке выделяется больше гелия . ^[3]

Если звезда имеет массу более 0,5 Солнца , ^[4] ядро в конечном итоге достигает температуры, необходимой для синтеза гелия в углерод посредством процесса тройного альфа . Инициирование синтеза гелия начинается в области ядра, что приведет к немедленному повышению температуры и быстрому увеличению скорости синтеза . В течение нескольких секунд ядро становится невырожденным и быстро расширяется, вызывая событие, называемое гелиевой вспышкой . Невырожденные сердечники инициируют синтез более плавно, без вспышки. Выходы этого события поглощаются слоями плазмы выше, поэтому эффекты не видны снаружи звезды. Теперь звезда переходит в новое состояние равновесия , и ее эволюционный путь переключается с ветви красных гигантов (RGB) на горизонтальную ветвь диаграммы Герцшпрунга-Рассела . ^[3]

Звезды с размерами от 2,3 M _☉ до 8 M _☉ имеют более крупные гелиевые ядра, которые не вырождаются. Вместо этого их ядра достигают массы Шенберга-Чандрасекара, при которой они больше не находятся в гидростатическом или тепловом равновесии. Затем они сжимаются и нагреваются, что запускает синтез гелия, прежде чем ядро выродится. Эти звезды также становятся более горячими во время синтеза гелия в ядре, но у них другая масса ядра и, следовательно, другая светимость, чем у звезд HB. Они различаются по температуре во время синтеза гелия в ядре и выполняют синюю петлю, прежде чем перейти к асимптотической гигантской ветви. Звезды, массивнее примерно 8 M _☉, также плавно воспламеняют гелий в своем ядре, а также продолжают сжигать более тяжелые элементы в виде красных сверхгигантов . ^[5]

Звезды остаются на горизонтальной ветви около 100 миллионов лет, постепенно становясь более яркими, точно так же, как звезды главной последовательности увеличивают светимость, как показывает теорема вириала . Когда гелий их ядра в конечном итоге исчерпывается, они переходят к горению гелиевой оболочки на асимптотической гигантской ветви (AGB). На AGB они становятся круче и светлее. ^[3]

Морфология горизонтальной ветви

Все звезды горизонтальной ветви после гелиевой вспышки имеют очень схожие массы ядра. Это означает, что они имеют очень схожую светимость, и на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, построенной по визуальной величине, ветвь горизонтальна.

Размер и температура звезды HB зависят от массы водородной оболочки, оставшейся вокруг гелиевого ядра. Звезды с большей водородной оболочкой холоднее. Это создает распространение звезд по горизонтальной ветви при постоянной светимости. Эффект изменения температуры гораздо сильнее при более низкой металличности , поэтому старые скопления обычно имеют более выраженные горизонтальные ветви. ^[6]

Хотя горизонтальная ветвь названа так потому, что она состоит в основном из звезд примерно одинаковой абсолютной величины в диапазоне температур, лежащих на горизонтальной полосе на диаграммах цвет-величина, на синем конце ветвь далека от горизонтальной. Горизонтальная ветвь заканчивается «голубым хвостом» с более горячими звездами меньшей светимости, иногда «голубым крючком» из чрезвычайно горячих звезд. Он также не горизонтален, если изображать его по болометрической светимости: более горячие звезды горизонтальной ветви менее ярки, чем более холодные. ^[7]

Самые горячие звезды с горизонтальной ветвью, называемые крайней горизонтальной ветвью, имеют температуру 20 000–30 000 К. Это намного превышает то, что можно было бы ожидать от обычной звезды с горящим гелием в ядре. Теории, объясняющие эти звезды, включают двойные взаимодействия и «поздние тепловые импульсы», когда тепловой импульс, который регулярно испытывают звезды асимптотической ветви гигантов (AGB), возникает после прекращения термоядерного синтеза и перехода звезды в фазу суперветра. ^[8] Эти звезды «рождены заново» с необычными свойствами. Несмотря на странно звучащий процесс, ожидается, что это произойдет с 10% или более звезд post-AGB, хотя считается, что только особенно поздние тепловые импульсы создают звезды с крайними горизонтальными ветвями после фазы планетарной небулярности и когда центральная звезда уже остывает в сторону белого карлика. ^[9]

Разрыв RR Лиры

шаровых скоплений CMD ( диаграммы цвет-величина ) обычно показывают горизонтальные ветви с заметным разрывом в HB. Этот разрыв в ЦМД ошибочно предполагает, что скопления нет звезд в этой области ЦМД . Разрыв происходит в полосе нестабильности множество пульсирующих звезд , где находится . Эти пульсирующие звезды с горизонтальной ветвью известны как переменные звезды типа RR Лиры, и очевидно, что они имеют переменную яркость с периодами до 1,2 дня. ^[10]

звезды Требуется расширенная программа наблюдений, чтобы установить истинную (то есть усредненную за полный период) видимую величину и цвет . Такая программа обычно выходит за рамки исследования диаграммы цвет–величина скопления. По этой причине, хотя переменные звезды и отмечены в таблицах звездного состава скопления по результатам такого исследования, эти переменные звезды не включены в графическое представление CMD скопления, поскольку отсутствуют данные, достаточные для их правильного построения. Это упущение часто приводит к разрыву RR Лиры, наблюдаемому во многих опубликованных CMD шаровых скоплений. ^[11]

HB Различные шаровые скопления часто имеют разную морфологию , что означает, что относительные пропорции звезд HB, существующих на более горячем конце щели RR Lyr, внутри нее и на более холодном конце щели, резко варьируются от скопления к скоплению. Основная причина различной морфологии HB — давняя проблема звездной астрофизики . Химический состав является одним из факторов (обычно в том смысле, что более бедные металлами скопления имеют более синие HB), но другие звездные свойства, такие как возраст , вращение и содержание гелия предполагается, что , также влияют на морфологию HB . Иногда это называют «проблемой второго параметра» шаровых скоплений, поскольку существуют пары шаровых скоплений, которые, кажется, имеют одинаковую металличность , но имеют очень разную морфологию HB; одна из таких пар — NGC 288 (с очень синим HB) и NGC 362 (с довольно красным HB). Ярлык «второй параметр» подтверждает, что какой-то неизвестный физический эффект ответственен за различия в морфологии HB в кластерах, которые в остальном кажутся идентичными. ^[7]

Отношение к красному скоплению

Родственный класс звезд — это гиганты-скопления , принадлежащие к так называемому красному скоплению , которые являются относительно более молодыми (и, следовательно, более массивными ) и обычно более богатыми металлами населения I, чем звезды HB (которые принадлежат к населению II ). . И звезды HB, и гиганты-скопления соединяют гелий с углеродом в своих ядрах, но различия в структуре их внешних слоев приводят к тому, что разные типы звезд имеют разные радиусы, эффективные температуры и цвет . Поскольку индекс цвета является горизонтальной координатой на диаграмме Герцшпрунга-Рассела , разные типы звезд появляются в разных частях ЦМД, несмотря на их общий источник энергии . По сути, красное скопление представляет собой крайнюю точку 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]

Ссылки

^ Арп, ХК ; Баум, Вашингтон; Сэндидж, А.Р. (1952), «Диаграммы HR для шаровых скоплений M 92 и M 3», Astronomical Journal , 57 : 4–5, Bibcode : 1952AJ.....57....4A , doi : 10.1086/ 106674
^ Сэндидж, А.Р. (1953), «Диаграмма цвет-величина шарового скопления M 3», Astronomical Journal , 58 : 61–75, Бибкод : 1953AJ.....58...61S , doi : 10.1086/106822
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Карттунен, Ханну; Оя, Хейкки (2007), Фундаментальная астрономия (5-е изд.), Springer, стр. 249, ISBN. 978-3-540-34143-7
^ «Пост-звезды главной последовательности» . Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа . Проверено 2 декабря 2012 г.
^ Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). «Эволюция звезд и звездного населения» . Эволюция звезд и звездного населения : 400. Бибкод : 2005essp.book.....S .
^ Рудольф Киппенхан; Альфред Вейгерт; Ахим Вайс (31 октября 2012 г.). Звездная структура и эволюция . Springer Science & Business Media. стр. 408–. ISBN 978-3-642-30304-3 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Ли, Ён Вук; Демарк, Пьер; Зинн, Роберт (1994). «Звезды горизонтальной ветви в шаровых скоплениях. II. Феномен второго параметра» . Астрофизический журнал . 423 : 248. Бибкод : 1994ApJ...423..248L . дои : 10.1086/173803 .
^ Рэндалл, СК; Каламида, А.; Фонтейн, Г.; Боно, Дж.; Брассар, П. (2011). «БЫСТРО ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ГОРЯЧИЕ СУБДВАРФЫ В ω ЦЕНТАВРА: НОВАЯ ПОЛОСА НЕСТАБИЛЬНОСТИ НА КРАЙНЕЙ ГОРИЗОНТАЛЬНОЙ ВЕТВИ?» . Астрофизический журнал . 737 (2): Л27. Бибкод : 2011ApJ...737L..27R . дои : 10.1088/2041-8205/737/2/L27 .
^ Джеффри, CS (2008). «Звезды с дефицитом водорода: Введение». Водорододефицитные звезды . 391 : 3. Бибкод : 2008ASPC..391....3J .
^ Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . «Типы переменных» . Архивировано из оригинала 17 октября 2018 года . Проверено 12 марта 2011 г.
^ Дэвид Стивенсон (9 мая 2015 г.). Сложная жизнь звездных скоплений . Спрингер. стр. 70–. ISBN 978-3-319-14234-0 .
^ Ханну Карттунен; Пекка Крёгер; Хейкки Оя; Маркку Путанен; Карл Йохан Доннер (9 августа 2007 г.). Фундаментальная астрономия . Springer Science & Business Media. п.п. 249–. ISBN 978-3-540-34144-4 .

[1] Арп, ХК ; Баум, Вашингтон; Сэндидж, А.Р. (1952), «Диаграммы HR для шаровых скоплений M 92 и M 3», Astronomical Journal , 57 : 4–5, Bibcode : 1952AJ.....57....4A , doi : 10.1086/ 106674

[2] Сэндидж, А.Р. (1953), «Диаграмма цвет-величина шарового скопления M 3», Astronomical Journal , 58 : 61–75, Бибкод : 1953AJ.....58...61S , doi : 10.1086/106822

[karttunen_oja2007-3] Перейти обратно: ^а ^б ^с Карттунен, Ханну; Оя, Хейкки (2007), Фундаментальная астрономия (5-е изд.), Springer, стр. 249, ISBN. 978-3-540-34143-7

[4] «Пост-звезды главной последовательности» . Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа . Проверено 2 декабря 2012 г.

[salaris-5] Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005). «Эволюция звезд и звездного населения» . Эволюция звезд и звездного населения : 400. Бибкод : 2005essp.book.....S .

[KippenhahnWeigert2012-6] Рудольф Киппенхан; Альфред Вейгерт; Ахим Вайс (31 октября 2012 г.). Звездная структура и эволюция . Springer Science & Business Media. стр. 408–. ISBN 978-3-642-30304-3 .

[yee-7] Перейти обратно: ^а ^б Ли, Ён Вук; Демарк, Пьер; Зинн, Роберт (1994). «Звезды горизонтальной ветви в шаровых скоплениях. II. Феномен второго параметра» . Астрофизический журнал . 423 : 248. Бибкод : 1994ApJ...423..248L . дои : 10.1086/173803 .

[8] Рэндалл, СК; Каламида, А.; Фонтейн, Г.; Боно, Дж.; Брассар, П. (2011). «БЫСТРО ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ГОРЯЧИЕ СУБДВАРФЫ В ω ЦЕНТАВРА: НОВАЯ ПОЛОСА НЕСТАБИЛЬНОСТИ НА КРАЙНЕЙ ГОРИЗОНТАЛЬНОЙ ВЕТВИ?» . Астрофизический журнал . 737 (2): Л27. Бибкод : 2011ApJ...737L..27R . дои : 10.1088/2041-8205/737/2/L27 .

[9] Джеффри, CS (2008). «Звезды с дефицитом водорода: Введение». Водорододефицитные звезды . 391 : 3. Бибкод : 2008ASPC..391....3J .

[10] Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . «Типы переменных» . Архивировано из оригинала 17 октября 2018 года . Проверено 12 марта 2011 г.

[Stevenson2015-11] Дэвид Стивенсон (9 мая 2015 г.). Сложная жизнь звездных скоплений . Спрингер. стр. 70–. ISBN 978-3-319-14234-0 .

[KarttunenKröger2007-12] Ханну Карттунен; Пекка Крёгер; Хейкки Оя; Маркку Путанен; Карл Йохан Доннер (9 августа 2007 г.). Фундаментальная астрономия . Springer Science & Business Media. п.п. 249–. ISBN 978-3-540-34144-4 .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]