Horizontální větev - Horizontal branch
Horizontální větev ( HB ) je fáze hvězdného vývoje , který bezprostředně následuje červeno-obří větev ve hvězdách, jejichž masy jsou podobné Sun očím. Hvězdy s horizontální větví jsou poháněny fúzí hélia v jádru (procesem triple-alfa) a fúzí vodíku (prostřednictvím cyklu CNO ) v plášti obklopujícím jádro. Nástup fúze jádra hélia na špičce větve červeného obra způsobí podstatné změny ve hvězdné struktuře , což má za následek celkové snížení svítivosti , určitou kontrakci hvězdného obalu a povrch dosahující vyšších teplot.
Objev
Hvězdy horizontální větve byly objeveny při prvních hlubokých fotografických fotometrických studiích kulových hvězdokup a byly pozoruhodné tím, že chyběly ve všech otevřených hvězdokupách , které byly do té doby studovány. Horizontální větev je tak pojmenována, protože ve sbírkách hvězd s nízkou metalicitou, jako jsou kulové hvězdokupy , hvězdy HB leží zhruba ve vodorovné linii v Hertzsprung – Russellově diagramu . Vzhledem k tomu, že hvězdy jedné kulové hvězdokupy jsou v zásadě ve stejné vzdálenosti od nás, mají všechny jejich zjevné velikosti stejný vztah ke svým absolutním velikostem, a proto jsou vlastnosti související s absolutní velikostí jasně viditelné na HR diagramu omezeném na hvězdy tohoto shluk, nedefinovaný vzdáleností a odtud nejistotami velikosti.
Vývoj
Po vyčerpání vodíku v jádře opouštějí hvězdy hlavní sekvenci a začínají fúzi ve vodíkové skořápce kolem heliového jádra a stávají se obry na větvi červeného obra . Ve hvězdách s hmotností až 2,3násobkem hmotnosti Slunce se heliové jádro stává oblastí degenerované hmoty , která nepřispívá ke generování energie . Stále roste a zvyšuje se teplota, protože fúze vodíku ve skořápce přispívá více hélia .
V případě, že hvězda má více než asi 0,5 hmotností Slunce , jádro nakonec dosáhne teploty potřebné k fúzi z helia na uhlík přes trojnásobný-alpha proces . Zahájení fúze helia začíná napříč oblastí jádra, což způsobí okamžitý nárůst teploty a rychlý nárůst rychlosti fúze . Během několika sekund jádro nedegeneruje a rychle se rozpíná a vytváří událost zvanou helium flash . Nedegenerovaná jádra iniciují fúzi plynuleji, bez záblesku. Výstup této události je absorbován vrstvami plazmy nahoře, takže účinky nejsou vidět z vnějšku hvězdy. Hvězda se nyní mění do nového rovnovážného stavu a její evoluční dráha přechází z větve červeného obra (RGB) na vodorovnou větev Hertzsprung – Russellova diagramu .
Hvězdy zpočátku mezi 2,3 M ☉ a 8 M ☉ mají větší heliová jádra, která se nezdegenerují . Místo toho jejich jádra dosáhnou hmoty Schoenberg-Chandrasekhar, při které již nejsou v hydrostatické nebo tepelné rovnováze. Poté se smršťují a zahřívají, což spouští fúzi helia, než se jádro zvrhne. Tyto hvězdy se také zahřívají během fúze jádra s héliem, ale mají různé hmotnosti jádra, a tudíž odlišné svítivosti od hvězd HB. Liší se teplotou během fúze jádra s heliem a před přesunem do asymptotické obří větve provedou modrou smyčku . Hvězdy hmotnější než asi 8 M ☉ také plynule zapalují své jádro hélium a také pokračují ve spalování těžších prvků jako červený superobr .
Hvězdy zůstávají na vodorovné větvi asi 100 milionů let a stávají se pomalu zářivějšími, stejně jako hvězdy v hlavní posloupnosti zvyšují svítivost, jak ukazuje viriální věta . Když je jejich jádro hélium nakonec vyčerpáno, postupují ke spalování heliového pláště na asymptotické obří větvi (AGB). Na AGB se stávají chladnějšími a mnohem zářivějšími.
Horizontální větvová morfologie
Hvězdy na vodorovné větvi mají po záblesku helia velmi podobné hmoty jádra. To znamená, že mají velmi podobnou svítivost a na Hertzsprungově-Russellově diagramu vyneseném podle vizuální velikosti je větev vodorovná.
Velikost a teplota hvězdy HB závisí na hmotnosti vodíkové obálky zbývající kolem jádra helia. Hvězdy s většími vodíkovými obálkami jsou chladnější. Tím se vytváří šíření hvězd podél vodorovné větve při konstantní svítivosti. Efekt teplotní změny je mnohem silnější při nižší metalicitě , takže staré shluky mají obvykle výraznější horizontální větve.
Ačkoli je horizontální větev pojmenována, protože se skládá převážně z hvězd s přibližně stejnou absolutní velikostí v celém rozsahu teplot, ležících ve vodorovném pruhu na diagramech barevných velikostí, je větev daleko od horizontální na modrém konci. Vodorovná větev končí „modrým ocasem“ s žhavějšími hvězdami, které mají nižší svítivost, příležitostně s „modrým hákem“ extrémně žhavých hvězd. Rovněž není horizontální, když je vykreslena bolometrickou svítivostí, přičemž teplejší horizontální větve hvězd jsou méně světelné než chladnější.
Nejžhavější hvězdy s horizontální větví, označované jako extrémní horizontální větev, mají teploty 20 000–30 000 K. To je daleko za hranicí toho, co by se dalo očekávat pro hvězdu hořící normální helium. Teorie vysvětlující tyto hvězdy zahrnují binární interakce a „pozdní tepelné pulsy“, kdy tepelný pulz, který hvězdy Asymptotic gigantické větve (AGB) pravidelně zažívají, nastává poté, co fúze skončila a hvězda vstoupila do fáze super větru. Tyto hvězdy jsou „znovuzrozeny“ s neobvyklými vlastnostmi. Navzdory bizarně znějícímu procesu se očekává, že k tomu dojde u 10% nebo více hvězd po AGB, i když se předpokládá, že extrémně horizontální větve vytvářejí pouze zvláště pozdní termální pulsy, a to po planetární nebulární fázi a když centrální hvězda se již ochlazuje směrem k bílému trpaslíkovi.
Mezera RR Lyrae
Globulární klastrové CMD ( diagramy barevné velikosti ) obecně ukazují horizontální větve, které mají prominentní mezeru v HB. Tato mezera v CMD nesprávně naznačuje, že shluk nemá v této oblasti své CMD žádné hvězdy . Mezera se vyskytuje na pásu nestability , kde se nachází mnoho pulzujících hvězd . Tyto pulzující hvězdy s horizontální větví jsou známé jako proměnné hvězdy RR Lyrae a jejich jasnost je zjevně proměnlivá s periodami až 1,2 dne.
Vyžaduje rozšířený program pozorování, aby se zjistila skutečná (tj. Průměrovaná za celou dobu) zdánlivá velikost a barva hvězdy . Takový program je obvykle nad rámec vyšetřování barevného diagramu klastru. Z tohoto důvodu, zatímco proměnné hvězdy jsou zaznamenány v tabulkách hvězdného obsahu klastru z takového vyšetřování, tyto proměnné hvězdy nejsou zahrnuty do grafické prezentace CMD klastru, protože data adekvátní jejich správnému vykreslení nejsou k dispozici. Toto opomenutí často vede k mezeře RR Lyrae pozorované v mnoha publikovaných globálních klastrových CMD.
Různé kulové hvězdokupy často vykazují různé morfologie HB , což znamená, že relativní podíly hvězd HB existujících na horkějším konci mezery RR Lyr, uvnitř mezery a na chladnějším konci mezery se od klastru ke klastru výrazně liší. Základní příčinou různých morfologií HB je dlouhodobý problém ve hvězdné astrofyzice . Chemické složení je jedním z faktorů (obvykle v tom smyslu, že více klastrů s nízkým obsahem kovů má modřejší HBs), ale byly navrženy také další hvězdné vlastnosti, jako je věk , rotace a obsah helia, které ovlivňují morfologii HB . Toto bylo někdy nazýváno „problémem druhého parametru“ pro kulové hvězdokupy , protože existují dvojice globulárních hvězdokup, které se zdají mít stejnou metalicitu a přesto mají velmi odlišné morfologie HB; jeden takový pár je NGC 288 (který má velmi modrý HB) a NGC 362 (který má spíše červený HB). Štítek „druhý parametr“ potvrzuje, že za neznámé morfologické rozdíly v klastrech, které se zdají být jinak identické, je zodpovědný nějaký neznámý fyzikální účinek.
Vztah k červenému shluku
Příbuznou třídou hvězd jsou shlukoví obři , ti, kteří patří do takzvaného červeného shluku , což jsou relativně mladší (a tedy masivnější ) a obvykle kovově bohatší obyvatelé I protějšky hvězd HB (které patří k populaci II ) . Hvězdy HB i shlukové obry spojují ve svých jádrech helium s uhlíkem , ale rozdíly ve struktuře jejich vnějších vrstev vedou k tomu, že různé typy hvězd mají různé poloměry, efektivní teploty a barvu . Protože barevný index je vodorovná souřadnice v Hertzsprung – Russellově diagramu , různé typy hvězd se objevují v různých částech CMD navzdory jejich společnému zdroji energie . Ve skutečnosti červená shluk představuje jeden extrém morfologie horizontální větve: všechny hvězdy jsou na červeném konci horizontální větve a může být obtížné je odlišit od hvězd, které poprvé vystoupají na větev červeného obra.