Хоризонтална гранка
Хоризонтална гранка (ХГ) — фаза од ѕвезден развој кој следи веднаш по гранката на црвени џинови кај ѕвездите со маса помала од онаа на Сонцето. Ѕвездите на ХГ ја добиваат својата енергија со соединување на хелиум во јадрото (преку тројниот алфа-процес) и соединување на водород (преку CNO-циклусот) во обвивка околу јадрото. Почетокот на соединување на хелиумот во јадрото на врвот од гранката на црвени џинови предизвикува значителни промени во ѕвездената структура, и води до севкупно намалување на сјајноста, извесно собирање на ѕвездената обвивка и повисока површинска температура.
Откривање
уредиЅвездите на хоризонталната гранка се откриени со првите длабоки фотографски фотометриски проучувања на збиените јата.[1][2] Забележано е дека отсуствуваат во сите дотогаш изучувани расеани јата. Хоризонталната гранка е така наречена бидејќи во збировите од нискометалични ѕвезди како збиени јата, ХГ-ѕвездите лежат на приближно хоризонтална линија на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм). Бидејќи ѕвездите од едно збиено јато се на исто растојание од нас, нивните привидни величини се во ист однос со нивните апсолутни величини, и затоа апсолутните својства се јасно видливи на ХР-дијаграм ограничен на ѕвезди од тоа јато, без разлики во меѓусебната оддалеченост, и со тоа, без величинска неизвесност.
Развој
уреди
Откако ќе го потрошат јадрениот водород, ѕвездите ја напуштаат главната низа и почнуваат соединување на водородната обвивка околу хелиумското јадро и стануваат џинови на гранката на црвени џинови. Кај ѕвездите со маси до 2,3 Сончеви маси (M☉) хелиумското јадро станува подрачје на изродена материја кое не придонесува кон создавањето на енергија. Тоа продолжува да расте и да добива на температура како што соединувањето на водородот во обвивката дотура повеќе хелиум.[3]
Ако ѕвездата има повеќе од 0,5 Сончеви маси,[4] јадрото со време ја достигнува температурата потребна за соединувањето на хелиум во јаглерод по пат на тројниот алфа-процес. Соединувањето почнува во јадреното подрачје, и предизвикува нагло зголемување на температурата и стапката на соединување. Во рок од неколку секунди јадрото станува неизродено и бргу се шири, предизвикувајќи хелиумски блесок. Неизродените јадра го отпочнуваат попостепено и без блесок. Излезната енергија тогаш се впива во натпоставените слоеви од плазма, така што последиците од ова не се гледаат на надворешноста на ѕвездата. Ѕвездата сега добива нова рамнотежна состојба, и нејзината развојна патека преоѓа од гранката на црвени џинови (ГЦЏ) на хоризонталната грака на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм.[3]
Оние ѕвезди со првична маса помеѓу 2,3 M☉ и 8 M☉ имаат поголеми хелиумски јадра кои не се изродуваат. Наместо тоа, нивните јадра ја достигнуваат Шенберг–Чандрасекарова маса, и со тоа повеќе не се во хидростатичка или топлинска рамнотежа. Потоа тие се собираат и се загреваат, што предизвикува хелиумско соединување перд јадрото да стене изродено. Овие ѕвезди исто така стануваат поврели за време на соединувањето, но имаат различни јадрени маси и затоа поинакви сјајности од ХГ-ѕвездите. За време на соединвуањето во јадрото температурата се менува, и прават сина јамка перд да прејдат на асимптотската гранка на џинови. Ѕвездите со маса поголема од 8 M☉ постепено го палат хелиумот во нивното јадро, и потоа согоруваат потешки елементи како црвени суперџинови.[5]
Ѕвездите се задржуваат на хоризонталната гранка околу 100 милиони години, постепено добивајќи на сјајност исто како што ѕвездите од главната низа стануваат посјајни согласно виријалната теорема. Кога јадрениот хелиум конечно ќе се истроши, продолжуваат да го горат хелиумот од обвивката на асимптотската гранка на џинови (АГЏ). На АГЏ тие стануваат поладни и многу посјајни.[3]
Морфологија на хоризонталната гранка
уредиСите ѕвезди на хоризонталната гранка имаат многу слични јадрени маси по хелиумскиот блесок. Ова значи дека имаат многу слична сјајност, и со тоа исцртуваат хоризонтална гранка на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм.
Големината и температурата на една ХГ-ѕвезда заивис од масата на водородната обвивка што останува околу хелиумското јадро. Оние со поголема вородорна обвивка се постудени. Ова создава потег на ѕвезди долж хоризонталната гранка при постојана сјајност. Ефектот на температурни разлики е многу посилен при помала металичност, така што постарите јата имаат поизразени хоризонтални гранки.[6]
Иако хоризонталната гранка е така наречена бидејќи се состои од ѕвезди со приближно иста апсолутна величина низ широк опсег на температури (на хоризонтална прачка на бојно-величински дијаграми), таа е далеку од хоризонтална на синиот крај. Гранката завршува со „сина опашка“ каде поврелите ѕвезди имаат помала сјајност, а понекогаш и со „сина кука“ за крајно врели ѕвезди. Таа не е хоризонтална и кога се исцртува болометриската сјајност, бидејќи поврелите ѕвезди од хоризонталната гранка се помалку сјајни од постудените.[7]
Најврелите ѕвезди на хоризонталната гранка (поточно на нејзиниот крај) имаат температури од 20.000 до 30.000 K. Ова е далеку повеќе од она што би се очекувало за нормална ѕвезда што согорува јадрен хелиум. Теориите кои го образложуваат постоењето на ваквите ѕвезди вклучуваат двоични замодејства и „доцни топлински пулсирања“, каде топлинскиот пулс кој редовно го претрпуваат ѕвездите на асимптотската гранка на џинови (АГЏ) се јавува откако ќе запре соединувањето и ѕвездата ќе стапи во суперветрена фаза.[8] Овие ѕвезди се „прераѓаат“ со необични својства. И покрај бизарните својства, оваа појава е очекувана кај барем 10 % од ѕвездите по АГЏ. Меѓутоа, се смета дека само особено доцните топлински пулсирања создаваат такви крајно врели ХГ-ѕвезди, по фазата на планетарна маглина и кога средишната ѕвезда веќе се разладува на патот кон бело џуџе.[9]
Празнина на RR Лира
уреди
Бојно-величинските дијаграми (БВД) на збиените јата имаат хоризонтални гранки со видлива празнина. Оваа празнина на БВД наведува на погрешен заклучок дека јатото нема ѕвезди во ова подрачје на неговиот БВД. Празнината се јавува во појасот на нестабилност, каде се среќаваат многу пулсирачки ѕвезди. Овие пулсирачките ѕвезди на хоризонталната гранка се нарекуваат променливи ѕвезди од типот на RR Лира и имаат воочливо променлива сјајност со периоди до 1,2 дена.[10]
Вистинската привидна величина и боја на ѕвездата може да се утврди само со подолготрајни набљудувачки програми, со што би се добил просекот за целиот период. Ваквиот програм обично е вон делокругот на потфатот да се осознае бојно–величинскиот дијаграм на едно јато. Поради ова, иако променливите ѕвезди се водат во табелата на ѕвезди во иследуваното јато, ваквите променливи ѕвезди не се вклучуваат во графичката претстава на БВД на јатото заради недостапноста на податоци за нивно исправно исцртување. Ова изоставување води до т.н. празнина во RR Лира присутна во многу објавени БВД на збиени јата.[11]
Различни збиени јата честопати прикажуваат различни ХГ-морфологии, што значи дека релативниот удел на ХГ-ѕвезди на поврелиот крај на празнината во RR Лира, во самата празнина и кон нејзиниот постудениот крај во голема мера се разликува од јато до јато. Основната причина за различните ХС-морфологии е долготраен проблем во ѕвездената астрофизика. Еден чинител е хемискиот состав (во смисла дека јатата посиромашни со метал имаат посини ХГ), но предложени се и други ѕвездени својства како староста, вртењето и хелиумската содржина. Ова понекогаш се нарекува „проблем на вториот параметар“ кај збиените јата бидејќи постојат парови од збиени јата со иста металичност, но многу различни ХГ-морфологии; еден таков пар се NGC 288 (со многу сина ХГ) и NGC 362 (со прилично црвена ХГ). Поимот „втор параметар“ кажува дека има некој непознат физички ефект одговорен за морфолошките разлики на ХГ во јата кои инаку изгледаат истоветни.[7]
Поврзаност со црвената грутка
уредиГруткини џинови се поврзана класа на ѕвезди кои припаѓаат во таканаречената црвена грутка. Тие се релативно помлади (затоа и помасивни) и побогати со метал ѕвезди од населението I, пандани на ХГ-ѕвездите (кои му припаѓаат на населението II). ХГ-ѕвездите и груткините џинови соединуваат хелиум во јаглерод во нивните јадра, но разликите во структурата на нивните надворешни слоеви водат до тоа различните типови на ѕвезди да имаат различни полупречници, делотворни температури и боја. Бидејќи бојниот показател е хоризонталната координата на Херцшпрунг-Раселов дијаграм, различните типови на ѕвезди се јавуваат во различни делови на БВД и покрај тоа што имаат ист извор на енергија. Црвената грутка впрочем претставува една крајност на ХГ-морфологијата: сите ѕвезди се на црвениот крај на хоризонталната гранка и тешко се разликуваат од ѕвездите кои за првпат доаѓаат на гранката на црвени џинови.[12]
Наводи
уреди- ↑ Arp, H. C.; Baum, W. A.; Sandage, A. R. (1952), „The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3“, Astronomical Journal, 57: 4–5, Bibcode:1952AJ.....57....4A, doi:10.1086/106674
- ↑ Sandage, A. R. (1953), „The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3“, Astronomical Journal, 58: 61–75, Bibcode:1953AJ.....58...61S, doi:10.1086/106822
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Karttunen, Hannu; Oja, Heikki (2007), Fundamental astronomy (5. изд.), Springer, стр. 249, ISBN 978-3-540-34143-7
- ↑ „Post Main Sequence Stars“. Australia Telescope Outreach and Education. Посетено на 2 декември 2012.
- ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). „Evolution of Stars and Stellar Populations“. Evolution of Stars and Stellar Populations: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
- ↑ Rudolf Kippenhahn; Alfred Weigert; Achim Weiss (31 октомври 2012). Stellar Structure and Evolution. Springer Science & Business Media. стр. 408–. ISBN 978-3-642-30304-3.
- ↑ 7,0 7,1 Lee, Young-Wook; Demarque, Pierre; Zinn, Robert (1994). „The Horizontal-Branch Stars in Globular Clusters. II. The Second Parameter Phenomenon“. The Astrophysical Journal. 423: 248. Bibcode:1994ApJ...423..248L. doi:10.1086/173803.
- ↑ Randall, S. K.; Calamida, A.; Fontaine, G.; Bono, G.; Brassard, P. (2011). „RAPIDLY PULSATING HOT SUBDWARFS IN ω CENTAURI: A NEW INSTABILITY STRIP ON THE EXTREME HORIZONTAL BRANCH?“. The Astrophysical Journal. 737 (2): L27. Bibcode:2011ApJ...737L..27R. doi:10.1088/2041-8205/737/2/L27.
- ↑ Jeffery, C. S. (2008). „Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction“. Hydrogen-Deficient Stars. 391: 3. Bibcode:2008ASPC..391....3J.
- ↑ American Association of Variable Star Observers. „Types of Variables“. Архивирано од изворникот на 17 октомври 2018. Посетено на 12 март 2011.
- ↑ David Stevenson (9 мај 2015). The Complex Lives of Star Clusters. Springer. стр. 70–. ISBN 978-3-319-14234-0.
- ↑ Hannu Karttunen; Pekka Kröger; Heikki Oja; Markku Poutanen; Karl Johan Donner (9 август 2007). Fundamental Astronomy. Springer Science & Business Media. стр. 249–. ISBN 978-3-540-34144-4.