Жұлдыздық эволюцияның көлденең тармағы

Кіріспе

Жұлдыз эволюциясының сатысы

Көлденең тармақ (HB) – бұл Күнге ұқсас массасы бар жұлдыздардағы қызыл алып тармақтың тікелей кейінгі сатысы. Көлденең тармақ жұлдыздары ядродағы гелийдің синтезімен (үштік альфа процесі арқылы) және ядроны қоршап тұрған қабықтағы сутегінің синтезімен (CNO циклі арқылы) қуаттанады. Қызыл алып тармақтың ұшында ядролық гелийдің қосылуы жұлдыздық құрылымда маңызды өзгерістерге алып келеді, нәтижесінде жарықтылықтың жалпы азаюы, жұлдыздық қабықтың қысқаруы және беткей температураның жоғарылауы байқалады.

Эволюция

Жұлдыздар ядролық сутегін толық пайдаланғаннан кейін негізгі тізбектен шығып, гелий ядросының айналасындағы сутегі қабығында термоядролық реакцияны бастайды және қызыл алып тармақтағы (RGB) алып жұлдыздарға айналады. Күн массасынан 2,3 есеге дейін массасы бар жұлдыздарда гелий ядросы энергияны өндіруге қатыспайтын дегенерацияланған материя аймағына айналады. Ол гелийдің қосылуымен өсіп, температурасы жоғарылай береді. Ядро ақырында үш альфа процесі арқылы гелийді көміртегіге айналдыру үшін қажетті температураға жетеді. Гелийдің термоядролық реакциясы ядроның ішінде басталады, бұл температураның күрт өсуіне және реакция жылдамдығының тездетілуіне әкеледі. Бірнеше секунд ішінде ядро дегенерацияланбастан кеңейеді, нәтижесінде гелий жарқылы деп аталатын құбылыс пайда болады. Дегенерацияланбаған ядроларда термоядролық реакция тегірек басталады, жарқылсыз. Бұл оқиғаның энергиясы жоғарыдағы плазма қабаттарымен жұтылады, сондықтан оның әсерлері жұлдыздың сыртынан байқалмайды. Жұлдыз енді жаңа тепе-теңдік күйіне өтеді және оның эволюциялық жолы қызыл алып тармағынан (RGB) Герцспрунг-Рассел диаграммасының көлденең тармағына (HB) ауысады. Жұлдыздар шамамен 100 миллион жыл көлденең тармақта қалады, вириал теоремасы көрсеткендей, негізгі тізбектегі жұлдыздардың жарықтылығы артатын сияқты, бірте-бірте жарықтанады. Ядролық гелийі толыққанда сарп еткеннен кейін, олар асимптотикалық алып тармағында (AGB) гелий қабығын күйдіруге көшеді. AGB-да олар салқындап, әлдеқайда жарықтанады. Көлденең тармақ, негізінен, температураның кең ауқымында шамамен бірдей абсолюттік шамасы бар жұлдыздардан тұратындықтан осылай аталған, түс-шама диаграммасында көлденең жолақ құрайды, бірақ оның көк соңы көлденең емес. Көлденең тармақ төмен жарықтылығы бар ыстық жұлдыздардың "көк құйрығымен" аяқталады, кейде өте ыстық жұлдыздардың "көк ілгегімен" толықтырылады. Болометриялық жарықтылық бойынша қарағанда да ол көлденең емес, көлденең тармақтың ыстық жұлдыздары салқын жұлдыздарға қарағанда жарықтылығы аз. Ең ыстық көлденең тармақ жұлдыздары, "экстремалды көлденең тармақ" жұлдыздары деп аталады, температурасы 20 000–30 000 K. Бұл қалыпты ядролық гелийді күйдіретін жұлдыз үшін күтілетіннен әлдеқайда жоғары. Бұл жұлдыздарды түсіндіруге қатысты теорияларға екілік жұлдыздардың өзара әрекеттесуі және "кешіккен термиялық импульстар" жатады, онда асимптотикалық алып тармағындағы (AGB) жұлдыздар жүйелі түрде бастан кешіретін термиялық импульс термоядролық реакция тоқтағаннан кейін және жұлдыз супержел фазасына кіргеннен кейін пайда болады. Бұл жұлдыздар ерекше қасиеттерімен "қайта туылады". Бұл процеске қарамастан, AGB жұлдыздарының 10% немесе одан да көп бөлігі үшін мұндай құбылыс орын алуы мүмкін, бірақ экстремалды көлденең тармақ жұлдыздарын планеталық тұмандық фазасынан кейін және орталық жұлдыз ақ жұлдызға қарай салқындаған кезде ғана тудыратын кешіккен термиялық импульстар деп есептеледі.

After exhausting their core hydrogen, stars leave the main sequence and begin fusion in a hydrogen shell around the helium core and become giants on the red giant branch. In stars with masses up to 2.3 times the mass of the Sun the helium core becomes a region of degenerate matter that does not contribute to the generation of energy. It continues to grow and increase in temperature as the hydrogen fusion in the shell contributes more helium. the core eventually reaches the temperature necessary for the fusion of helium into carbon through the triple alpha process. The initiation of helium fusion begins across the core region, which will cause an immediate temperature rise and a rapid increase in the rate of fusion. Within a few seconds the core becomes non degenerate and quickly expands, producing an event called helium flash. Non degenerate cores initiate fusion more smoothly, without a flash. The output of this event is absorbed by the layers of plasma above, so the effects are not seen from the exterior of the star. The star now changes to a new equilibrium state, and its evolutionary path switches from the red giant branch (RGB) onto the horizontal branch of the Hertzsprung–Russell diagram. Stars remain on the horizontal branch for around 100 million years, becoming slowly more luminous in the same way that main sequence stars increase luminosity as the virial theorem shows. When their core helium is eventually exhausted, they progress to helium shell burning on the asymptotic giant branch (AGB). On the AGB they become cooler and much more luminous. Although the horizontal branch is named because it consists largely of stars with approximately the same absolute magnitude across a range of temperatures, lying in a horizontal bar on a color–magnitude diagrams, the branch is far from horizontal at the blue end. The horizontal branch ends in a "blue tail" with hotter stars having lower luminosity, occasionally with a "blue hook" of extremely hot stars. It is also not horizontal when plotted by bolometric luminosity, with hotter horizontal branch stars being less luminous than cooler ones. The hottest horizontal branch stars, referred to as extreme horizontal branch, have temperatures of 20,000–30,000 K. This is far beyond what would be expected for a normal core helium burning star. Theories to explain these stars include binary interactions, and "late thermal pulses", where a thermal pulse that asymptotic giant branch (AGB) stars experience regularly, occurs after fusion has ceased and the star has entered the superwind phase. These stars are "born again" with unusual properties. Despite the bizarre sounding process, this is expected to occur for 10% or more of post AGB stars, although it is thought that only particularly late thermal pulses create extreme horizontal branch stars, after the planetary nebular phase and when the central star is already cooling towards a white dwarf.

RR Lyrae айырмашылығы

Көмбелі кластерлердің ТМД-ларында (Түс-шама диаграммалары) көлденең тармақтар көбінесе HB-да айқын саңылау бар күйде көрсетіледі. Бұл ТМД-дегі саңылау шоғырдың осы аймағында жұлдыздардың жоқтығын бұрмалап көрсетеді. Саңылау, көптеген пульсациялық жұлдыздардың орналасқан тұрақсыз жолақта пайда болады. Бұл пульсациялық көлденең тармақ жұлдыздары RR Lyrae айнымалы жұлдыздары деп аталады және олардың жарқырауы 1,2 күнге дейінгі кезеңдермен айнымалы. Жұлдыздың нақты (яғни, толық кезең бойынша орташа) көрінетін шамасы мен түсін анықтау үшін ұзақ бақылаулар қажет. Мұндай бағдарлама әдетте шоғырдың түс-шама диаграммасын зерттеу шеңберінен тыс болады. Осы себепті, айнымалы жұлдыздар шоғырдың жұлдыздық құрамының тізімдерінде көрсетілгенімен, оларды дұрыс бейнелеуге жеткілікті дерек болмағандықтан, шоғырдың ТМД-сының графикалық ұсынысына енгізбейді. Осы себепті көптеген жарияланған көмбелі кластерлердің ТМД-ларында RR Lyrae саңылауы көрінеді. Әртүрлі көмбелі кластерлер әдетте әртүрлі HB морфологиясын көрсетеді, яғни RR Lyr саңылауының ыстық жағында, саңылаудың ішінде және салқын жағында орналасқан HB жұлдыздарының салыстырмалы үлесі кластерден кластерге айтарлықтай өзгереді. HB морфологиясының әртүрлілігінің түпкі себебі жұлдыздық астрофизикада ұзаққа созылған мәселе болып табылады. Химиялық құрам – бір фактор (әдетте, металға кедей кластерлердің HB-сы көкшіл болады), бірақ HB морфологиясына жас, айналу және гелий мөлшері сияқты басқа жұлдыздық қасиеттердің де әсер ететіні ұсынылған. Бұл кейде көмбелі кластерлер үшін "екінші параметр проблемасы" деп аталады, себебі бірдей металдыққа ие болса да, әртүрлі HB морфологиясын көрсететін кластерлер жұптары бар; мысалы, NGC 288 (өте көк HB-сы бар) және NGC 362 (қызғылт HB-сы бар) кластерлері. "Екінші параметр" термині, белгісіз физикалық фактор HB морфологиясының айырмашылықтарына жауапты екенін білдіреді, ал кластерлер сырттай бірдей болып көрінеді.

Globular cluster CMDs (Color Magnitude diagrams) generally show horizontal branches that have a prominent gap in the HB. This gap in the CMD incorrectly suggests that the cluster has no stars in this region of its CMD. The gap occurs at the instability strip, where many pulsating stars are found. These pulsating horizontal branch stars are known as RR Lyrae variable stars and they are obviously variable in brightness with periods of up to 1.2 days. It requires an extended observing program to establish the star's true (that is, averaged over a full period) apparent magnitude and color. Such a program is usually beyond the scope of an investigation of a cluster's color–magnitude diagram. Because of this, while the variable stars are noted in tables of a cluster's stellar content from such an investigation, these variable stars are not included in the graphic presentation of the cluster CMD because data adequate to plot them correctly are unavailable. This omission often results in the RR Lyrae gap seen in many published globular cluster CMDs. Different globular clusters often display different HB morphologies, by which is meant that the relative proportions of HB stars existing on the hotter end of the RR Lyr gap, within the gap, and to the cooler end of the gap varies sharply from cluster to cluster. The underlying cause of different HB morphologies is a long standing problem in stellar astrophysics. Chemical composition is one factor (usually in the sense that more metal poor clusters have bluer HBs), but other stellar properties like age, rotation and helium content have also been suggested as affecting HB morphology. This has sometimes been called the "Second Parameter Problem" for globular clusters, because there exist pairs of globular clusters which seem to have the same metallicity yet have very different HB morphologies; one such pair is NGC 288 (which has a very blue HB) and NGC 362 (which has a rather red HB). The label "second parameter" acknowledges that some unknown physical effect is responsible for HB morphology differences in clusters that seem otherwise identical.