Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела для шарового скопления M5 , с горизонтальной ветвью, отмеченной желтым, звезды RR Лиры зеленым и некоторые из наиболее ярких красных звезд ветви гигантов красным

Горизонтальная ветвь ( HB ) является стадия звездной эволюции , который непосредственно следует за ветви красных гигантов в звездах, массы которых похожи на ВС «s. Звезды с горизонтальной ветвью питаются за счет синтеза гелия в ядре (через процесс тройной альфа) и за счет синтеза водорода (через цикл CNO ) в оболочке, окружающей ядро. Начало синтеза гелия в ядре на вершине ветви красных гигантов вызывает существенные изменения в структуре звезды , что приводит к общему снижению светимости., некоторое сжатие звездной оболочки и повышение температуры поверхности.

Открытие [ править ]

Звезды с горизонтальной ветвью были открыты при первых глубоких фотографических фотометрических исследованиях шаровых скоплений [1] [2] и отличались отсутствием во всех рассеянных скоплениях , которые исследовались к тому времени. Горизонтальная ветвь названа так потому, что в звездных коллекциях с низкой металличностью, таких как шаровые скопления , звезды HB лежат примерно вдоль горизонтальной линии на диаграмме 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 [ править ]

Эволюционный трек солнечной звезды, показывающий горизонтальную ветвь и область красного сгустка

После исчерпания водорода в ядре звезды покидают главную последовательность и начинают синтез в водородной оболочке вокруг гелиевого ядра и становятся гигантами на ветви красных гигантов . У звезд с массой до 2,3 масс Солнца гелиевое ядро ​​становится областью вырожденной материи , которая не вносит вклад в генерацию энергии . Он продолжает расти и повышаться в температуре, поскольку синтез водорода в оболочке дает больше гелия . [3]

Если звезда имеет более чем приблизительно 0,5 масс Солнца , [4] ядро в конечном счете достигает температуры , необходимые для синтеза из гелия в углерод через процесс тройного альфа . Инициирование синтеза гелия начинается в области ядра, что вызывает немедленное повышение температуры и быстрое увеличение скорости синтеза . В течение нескольких секунд ядро ​​становится невырожденным и быстро расширяется, вызывая событие, называемое гелиевой вспышкой.. Невырожденные сердечники инициируют сплавление более плавно, без вспышки. Выходные данные 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 первоначально от приблизительно 2,3  М ☉ и 8  М ☉ имеют более крупные ядра гелия , которые не становятся вырожденными. 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 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 меняют температуру во время синтеза гелия в ядре и перед переходом к асимптотической ветви гигантов образуют синюю петлю . Звезды массивнее примерно 8  M ☉также плавно воспламеняют свой гелий в ядре, а также продолжают сжигать более тяжелые элементы, как красный сверхгигант . [5]

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

Морфология горизонтальных ветвей [ править ]

Все звезды на горизонтальной ветви после гелиевой вспышки имеют очень похожие массы ядра. Это означает, что они имеют очень похожую светимость, и на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, построенной 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 меньшей металличности , поэтому старые кластеры 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 регулярно испытывают звезды асимптотической ветви гигантов (AGB), происходит после того, как слияние прекратилось и звезда перешла 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 [ править ]

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела для шарового скопления M3.

CMD шарового скопления ( диаграммы цвет-величина ) обычно показывают горизонтальные ветви, которые имеют заметный разрыв в HB. Этот пробел в CMD неверно предполагает, что скопление не имеет звезд в этой области CMD. Разрыв возникает на полосе неустойчивости , где находится много пульсирующих звезд . Эти пульсирующие звезды с горизонтальной ветвью известны как переменные звезды типа RR Лиры, и они, очевидно, имеют переменную яркость с периодами до 1,2 дня. [10]

Требуется расширенная программа наблюдений для определения истинной (то есть усредненной за полный период) видимой величины и цвета звезды . Такая программа обычно выходит за рамки исследования диаграммы цвет – величина кластера. Из-за этого, хотя переменные звезды отмечены в таблицах звездного состава скоплений по результатам такого исследования, эти переменные звезды не включены в графическое представление CMD скопления, потому что данных, адекватных для их правильного построения, нет. Это упущение часто приводит к разрыву RR Лиры, наблюдаемому во многих опубликованных CMD шаровых скоплений . [11]

Различные шаровые скопления часто демонстрируют разную морфологию HB , что означает, что относительные пропорции звезд HB, существующих на более горячем конце промежутка RR Lyr, внутри промежутка и в более холодном конце промежутка, резко варьируются от кластера к кластеру. Основная причина различных морфологий ГВ - давняя проблема звездной астрофизики . Химический состав является одним из факторов (обычно в том смысле, что более бедные металлами скопления имеют более голубые HB), но другие звездные свойства, такие как возраст , вращение и содержание гелия , также были предложены как влияющие на морфологию HB.. Иногда это называют «проблемой второго параметра» для шаровых скоплений , потому что существуют пары шаровых скоплений, которые, кажется, имеют одинаковую металличность, но очень разные морфологии HB; одна из таких пар - NGC 288 (с очень синей HB) и NGC 362 (с довольно красной HB). Метка «второй параметр» подтверждает, что некий неизвестный физический эффект отвечает за различия в морфологии HB в кластерах, которые в остальном кажутся идентичными. [7]

Отношение к красному комку [ править ]

Родственный класс звезд - это сгустки гигантов , принадлежащие к так называемому красному сгустку , которые являются относительно более молодыми (и, следовательно, более массивными ) и обычно более богатыми металлами аналогами из популяции I звезд HB (которые принадлежат к популяции II ). . И звезды HB, и сгустки гигантов 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- горизонтальная координата на диаграмме Герцшпрунга – Рассела , звезды разных типов появляются в разных частях CMD, несмотря на их общий источник энергии . 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]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Арп, HC ; Баум, Вашингтон; Sandage, AR (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. ^ Сандаж, AR (1953), "цвет-величина диаграмма для шарового скопления М 3", Астрономический журнал , 58 : 61-75, Bibcode : 1953AJ ..... 58 ... 61S , DOI : 10,1086 / 106822
  3. ^ a b c Карттунен, Ханну; Оя, Хейкки (2007), Фундаментальная астрономия (5-е изд.), Springer, стр. 249, ISBN 978-3-540-34143-7
  4. ^ "Опубликовать звезды основной последовательности" . Австралийский телескоп и образование . Проверено 2 декабря 2012 года .
  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 Вейгерт; 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, Ён 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 . DOI : 10.1086 / 173803 .
  8. ^ Рэндалл, СК; Calamida, A .; Fontaine, G .; Bono, G .; Брассар, П. (2011). "БЫСТРО ПУЛЬСИРУЮЩИЙ ГОРЯЧИЕ ПОДВОДЫ В ω CENTAURI: НОВАЯ ПОЛОСА НЕУСТОЙЧИВОСТИ НА КРАЙНЕЙ ГОРИЗОНТАЛИ?" . Астрофизический журнал . 737 (2): L27. Bibcode : 2011ApJ ... 737L..27R . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 737/2 / L27 .
  9. ^ Джеффри, CS (2008). «Звезды с дефицитом водорода: Введение». Звезды с дефицитом водорода . 391 : 3. Bibcode : 2008ASPC..391 .... 3J .
  10. ^ Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . «Типы переменных» . Проверено 12 марта 2011 года .
  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.