Горизонтальная ветвь звёздной эволюции

Введение

Этап звёздной эволюции

Горизонтальная ветвь (HB) — это этап звёздной эволюции, непосредственно следующий за ветвью красных гигантов у звёзд, масса которых сопоставима с массой Солнца. Звёзды горизонтальной ветви поддерживаются за счёт синтеза гелия в ядре (через тройной альфа-процесс) и синтеза водорода (через CNO-цикл) в оболочке, окружающей ядро. Начало синтеза гелия на конце ветви красных гигантов вызывает существенные изменения в структуре звезды, приводя к общему снижению светимости, некоторому сжатию звёздной оболочки и повышению температуры поверхности.

Эволюция

После того, как звезды исчерпывают запасы водорода в ядре, они покидают главную последовательность и начинают синтез водорода в оболочке вокруг гелиевого ядра, превращаясь в гиганты на ветке красных гигантов. У звезд с массой до 2,3 массы Солнца гелиевое ядро становится областью вырожденного вещества, которое не участвует в выработке энергии. Ядро продолжает расти и нагреваться, по мере того как синтез водорода в оболочке добавляет гелий. В конечном итоге ядро достигает температуры, необходимой для синтеза гелия в углерод посредством тройного альфа-процесса. Инициирование синтеза гелия начинается по всему ядру, что вызывает немедленное повышение температуры и быстрое увеличение скорости синтеза. В течение нескольких секунд ядро становится недегенерированным и быстро расширяется, что приводит к событию, называемому гелиевой вспышкой. Недегенерированные ядра начинают синтез более плавно, без вспышки. Энергия, выделяющаяся при этом событии, поглощается слоями плазмы выше, поэтому эффекты не наблюдаются с внешней стороны звезды. Звезда теперь переходит в новое состояние равновесия, и её эволюционный путь смещается с ветви красных гигантов (RGB) на горизонтальную ветвь диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Звезды остаются на горизонтальной ветви около 100 миллионов лет, постепенно увеличивая свою светимость так же, как звезды главной последовательности увеличивают светимость, согласно теореме вириала. Когда запасы гелия в ядре в конечном итоге исчерпываются, они переходят к синтезу гелия в оболочке на асимптотической ветви гигантов (AGB). На AGB они становятся холоднее и значительно ярче. Хотя горизонтальная ветвь названа так, потому что она состоит в основном из звезд с примерно одинаковой абсолютной звездной величиной в широком диапазоне температур, расположенных в виде горизонтальной полосы на диаграммах цвет-величина, ветвь далека от горизонтальной в синем конце. Горизонтальная ветвь заканчивается "голубым хвостом", где более горячие звезды имеют меньшую светимость, иногда с "голубым крюком" чрезвычайно горячих звезд. Она также не горизонтальна при построении по болометрической светимости: более горячие звезды горизонтальной ветви менее яркие, чем более холодные. Самые горячие звезды горизонтальной ветви, называемые экстремальными звёздами горизонтальной ветви, имеют температуру 20 000–30 000 К. Это значительно превышает ожидаемое значение для нормальной звезды, сжигающей гелий в ядре. Теории, объясняющие эти звезды, включают взаимодействие в двойных системах и "поздние тепловые импульсы", когда тепловой импульс, который звезды асимптотической ветви гигантов (AGB) испытывают регулярно, происходит после прекращения синтеза и перехода звезды в фазу сверхветра. Эти звезды "перерождаются" с необычными свойствами. Несмотря на кажущуюся странность процесса, ожидается, что это произойдет для 10% или более звезд после AGB, хотя считается, что только особенно поздние тепловые импульсы создают экстремальные звезды горизонтальной ветви после фазы планетарной туманности и когда центральная звезда уже охлаждается до состояния белого карлика.

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.

Пробел RR Lyrae

Диаграммы цветности-величины (CMD) шаровых скоплений обычно показывают горизонтальные ветви с заметным разрывом в области HB. Этот разрыв на CMD ошибочно может указывать на отсутствие звезд в данной области диаграммы скопления. Разрыв возникает в полосе нестабильности, где сосредоточено множество пульсирующих звезд. Эти пульсирующие звезды горизонтальной ветви известны как переменные звезды типа RR Lyrae, и они, очевидно, испытывают изменения яркости с периодами до 1,2 дня. Для определения истинной (то есть усредненной за полный период) видимой величины и цвета звезды требуется длительная программа наблюдений. Такая программа обычно выходит за рамки исследования диаграммы цветности-величины скопления. В связи с этим, хотя переменные звезды и указываются в таблицах звездного состава скопления, полученных в ходе такого исследования, они не включаются в графическое представление CMD скопления, поскольку для их точного нанесения недостаточно данных. Это упущение часто приводит к появлению разрыва RR Lyrae на многих опубликованных CMD шаровых скоплений. Различные шаровые скопления часто демонстрируют различную морфологию HB, что означает, что относительное соотношение звезд HB, расположенных в более горячей части разрыва RR Lyr, внутри разрыва и в более холодной части разрыва, существенно различается от скопления к скоплению. Основная причина различий в морфологии HB является давней проблемой в звездной астрофизике. Химический состав – один из факторов (обычно в том смысле, что скопления с меньшим содержанием металлов имеют более голубые HB), но также предполагается, что на морфологию HB влияют и другие звездные свойства, такие как возраст, вращение и содержание гелия. Это иногда называют "проблемой второго параметра" для шаровых скоплений, поскольку существуют пары шаровых скоплений, которые, по-видимому, имеют одинаковую металличность, но при этом демонстрируют очень разные морфологии HB; один из таких примеров – NGC 288 (с очень голубой HB) и NGC 362 (с довольно красной HB). Название "второй параметр" указывает на то, что за различия в морфологии HB в скоплениях, которые в остальном кажутся идентичными, отвечает некий неизвестный физический эффект.

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.