Ta članek je med solidnimi članki

Horizontalna veja

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Kroglasta zvezdna kopica NGC 288 . Zvezde vodoravne veje so tukaj modrikaste.

Horizontalna veja v astronomiji je faza v razvoju zvezd z nizko maso in nizko kovinskostjo ter območje, ki ga zasedajo v Hertzsprung-Russellovem diagramu . Ta stopnja sledi veji rdečega velikana in je pred asimptotično vejo velikana . Zvezde na njem sproščajo energijo zaradi jedrskega izgorevanja helija . Svetlost teh zvezd je v majhnem območju, vendar se njihove temperature močno razlikujejo. V nizkotemperaturnem območju vodoravne veje so skoncentrirane bolj masivne in kovinske zvezde Populacije I , ki tvorijo rdečo grudo , izraz "horizontalna veja" pa se uporablja predvsem za zvezde Populacije II .

Horizontalne veje zvezde so pogosto spremenljivke RR Lyrae , same vodoravne veje pa so jasno vidne v Hertzsprung-Russellovih diagramih za kroglaste zvezdne kopice . Eden od nerešenih problemov astronomije je povezan z vodoravnimi vejami kroglastih kopic - problem drugega parametra .

Evolucija

Vodoravna veja zvezdasta struktura

Zvezde padajo na vodoravno vejo po izbruhu helija , ki konča njihovo bivanje na veji rdečih velikanov , in začetku jedrskega izgorevanja helija - ta prehod traja zelo kratek čas, približno 10 4 leta [1] . To določa mejne mase za zvezde vodoravne veje: nanjo padejo zvezde z začetno maso v območju od 0,5 do 2,3 M . Zvezde z maso manj kot 0,5 M ⊙ načeloma ne morejo začeti goreti helija[2] , medtem ko se zvezde z maso 2,5-3 M helija začnejo goreti brez bliskanja - ne padejo na vodoravno vejo in so testirane modra zanka[3] .

Evolucijska stopnja določa tudi strukturo takšnih zvezd: njihovo jedro je skoraj v celoti helij . Sestava zunanje lupine takšnih zvezd se malo razlikuje od sestave medzvezdnega medija , ki je sestavljen predvsem iz vodika in helija: v lupinah je le nekoliko več helija zaradi prvega zajemanja, ki je potekalo na veji rdečih velikanov. . V jedrih takšnih zvezd pride do trojne helijeve reakcije, zaradi katere nastaneta ogljik in kisik , vodik pa se na meji jedro in ovojnice pretvori v helij, predvsem skozi cikel CNO [4][5] .

Ko je zvezda na vodoravni veji, se moč, ki se sprosti pri zgorevanju vodika v viru plasti, zmanjša, vendar se moč zgorevanja helija v jedru poveča. Medtem ko se večina energije sprosti zaradi gorenja vodika, se temperatura površine zvezde s časom povečuje in ko gorenje helija postane prevladujoče, se temperatura začne zniževati. To vodi do dejstva, da se na diagramu Hertzsprung - Russell zvezda premika v zanki. Zaradi notranje konvekcije in periodičnega mešanja snovi znotraj zvezde zvezda naredi na diagramu več zank. Poleg tega se svetilnost zvezde postopoma povečuje, kar vodi v gibanje navzgor vzdolž diagrama[6] .

Sčasoma je helija v jedru vedno manj, na neki točki preneha goreti v jedru in začne goreti v plastnem viru. Zunanje lupine zvezde se začnejo širiti in ohlajati, v diagramu Hertzsprung – Russell pa zapusti vodoravno vejo in se začne premikati navzgor in v desno ter pada na asimptotično velikansko vejo[7] . Čas, ki ga zvezda preživi na vodoravni veji, je približno dva reda velikosti krajši od časa njene prisotnosti na glavnem zaporedju , na primer za zvezdo z maso Sonca bo ta čas približno 100 milijonov let [ 8][9] .

Specifikacije

Zvezde vodoravne veje imajo praktično enake svetilnosti - njihove absolutne zvezdne magnitude so običajno 0,3-0,9 m [1] [10] , vendar imajo širok razpon temperatur - od 4 do 35 tisoč kelvinov . To vodi do dejstva, da so na diagramu Hertzsprung - Russell takšne zvezde poravnane skoraj vodoravno, zaradi česar je vodoravna veja dobila to ime. Kljub temu se v visokotemperaturnem območju svetilnost zvezd z naraščajočo temperaturo začne zmanjševati in to območje na diagramu preneha biti vodoravno [11] [12] .

Zvezde, ki so bile pravkar postavljene na vodoravno vejo, tvorijo tako imenovano vodoravno vejo ničle starosti ( angl. Zero age horizontal branch). Položaj določene zvezde na njej določa več parametrov: skupna masa in masa helijevega jedra (ali masa ovoja), pa tudi delež helija in kovinskost zunanjih ovojnic [12] .

Na temperaturo najmočneje vpliva masa zvezdnega ovoja, ki je lahko različna pri zvezdah z enako začetno maso in kemično sestavo – izguba mase ovoja se zgodi naključno, ko je zvezda na veji rdečih velikanov . Z enakimi masami helijevega jedra, manjša kot je masa zvezdnega ovoja, višja je njegova temperatura na površini. Povečanje deleža helija vodi do povečanja svetilnosti zvezd z masivnimi lupinami in nizkimi temperaturami, pa tudi do zmanjšanja svetilnosti zvezd z lupinami z nizko maso in visokimi temperaturami - torej naklon in oblika zvezde. vodoravna veja v diagramu se spremeni. Prav tako za vse zvezde povečanje deleža helija vodi v zvišanje temperature zvezd. Končno, povečanje številčnosti težkih elementov vodi v dejstvo, da postanejo zvezde hladnejše in zatemnjene [13] [14] [15] .

Čeprav ima masa helijevega jedra pomemben vpliv na svetilnost, se za zvezde z maso manj kot 1,4 M ⊙ izkaže, da je masa helijevega jedra praktično enaka. Zvezde z nižjo maso, ki padajo na vodoravno vejo, so stare več kot 4-5 milijard let, zato so nastale že zdavnaj in imajo nizko kovinskost - spadajo v populacijo II . Tako lahko zvezde vodoravne veje služijo kot standardne sveče [16] .

Masivnejše zvezde, čeprav se kvalitativno razvijajo na enak način, imajo ob udarcu v vodoravno vejo nižjo starost in s tem večjo vsebnost težkih elementov in spadajo v populacijo I. Gosto so koncentrirani v rdečem delu vodoravne veje, ki se imenuje rdeča kopica , izraz "horizontalna veja" pa se za takšne zvezde praktično ne uporablja [14] [17] [18] .

Glede na razrede svetilnosti so zvezde vodoravne veje običajno razvrščene kot zvezde velikanke [19] , vendar imajo lahko najbolj vroče zvezde svetilnosti nižje od svetilnosti zvezd glavnega zaporedja za isti spektralni razred , zato jih imenujemo vroče podpalčke [20] .

Spremenljivost

Na diagramu Hertzsprung - Russell skozi vodoravno vejo prehaja pas nestabilnosti , zato je pomemben del zvezd v vodoravni veji spremenljiv. Takšne zvezde so spremenljivke RR Lyrae in utripajo zaradi mehanizma kapa , uporabljajo pa se tudi kot standardne sveče [1] [14] [21] .

Spremenljivke te vrste so vse zvezde vodoravne veje, ki padajo na pas nestabilnosti. Ob upoštevanju dejstva, da spremenljive zvezde običajno niso označene na Hertzsprung – Russellovih diagramih, se na njem oblikuje Schwarzschildova vrzel v območju, kamor bi morale padati spremenljivke tipa Lyrae RR [1] .

Vodoravne veje v kroglastih zvezdnih kopicah

Hertzsprung-Russell diagram za kroglasto zvezdno kopico M 5 . Vodoravne veje zvezde so označene z rumeno.

Vodoravne veje so jasno vidne v Hertzsprung-Russellovih diagramih za kroglaste zvezdne kopice . Hkrati imajo v posameznih kopicah zvezde enako starostno in kemično sestavo, kar pomeni, da se na vodoravni veji hkrati pojavljajo zvezde iz zelo ozkega razpona začetnih mas. Zvezde, ki so izgubile večino ovoja in so zato postale najmanj masivne, končajo v modrem delu na vodoravni veji in obratno [1] [13] .

Pri preučevanju morfologije vodoravne veje je običajno razdeljena na tri dele: razlikujemo spremenljivke tipa RR Lyrae (glej zgoraj [⇨] ) in dve skupini zvezd - modrejša (visoka temperatura) in rdeča (nizka temperatura). Razporeditev zvezd po delih vodoravne veje se v različnih zvezdnih kopicah razlikuje. Za opis te porazdelitve je uveden parameter "modrine": , kje - število zvezdic v modrem delu, - bolj rdeče, Je skupno število zvezd v vodoravni veji. Parameter se spreminja v razponu od −1 za kopice, v katerih so vse zvezde v rdečem delu, do 1 za kopice, v katerih so vse zvezde v modrem delu [1] .

S to količino je povezan tako imenovani problem drugega parametra (ali "problem tretjega parametra"). V teoriji bi morala biti modrina vodoravne veje močno povezana s starostjo in kovinskostjo kroglastih zvezdnih kopic. Večja kot je metaličnost zvezd, bolj modra mora biti regija, in starejša je kopica, manj masivne zvezde se pojavijo na vodoravni veji in posledično padejo v modrejše območje. Kljub temu imajo lahko grozdi enake starosti in kovine popolnoma drugačno morfologijo horizontalne veje. V skladu s tem se neznani parameter (ali njihov nabor), ki vpliva na modrino vodoravne veje, imenuje "tretji parameter", ali, če je odvisnost od starosti očitna, potem "drugi parameter", ki daje ime na problem [21] [22] [23] [24] .

Opombe (uredi)

  1. 1 2 3 4 5 6 Samus N. N. Spremenljive zvezde. Spremenljivke tipa RR Lyrae. Vrste GCVS: RRAB, RRC, RR (B). . Astronomska dediščina . Datum zdravljenja: 29. januar 2021.
  2. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 161.
  3. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 141, 173-174.
  4. Horizontal Branch zvezdice . astronomy.swin.edu.au . Datum zdravljenja: 30. januar 2021.
  5. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 142, 164.
  6. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 167-173.
  7. Karttunen et al., 2007 , str. 250.
  8. ^ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Naše sonce. III. Present and Future (angleščina) // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. november (zv. 418). - Str. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 .
  9. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 162.
  10. Karttunen et al., 2007 , str. 282.
  11. ^ Young-Wook Lee, Pierre Demarque, Robert Zinn. Vodoravna veja zvezd v kroglastih kopicah. 2: Fenomen drugega parametra (angleščina) // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1994. - 1. marec (zv. 423). - str. 248-265. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173803 .
  12. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 163-165.
  13. 1 2 Zvezdne kopice . 6.8 Horizontalne in asimptotične veje. Prehodno obdobje spremenljivih zvezd tipa RR Lyrae . Astronet . Datum zdravljenja: 29. januar 2021.
  14. 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , str. 249.
  15. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 163-167.
  16. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 163-167, 305.
  17. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 305.
  18. Podrobne zgodovine nastajanja zvezd bližnjih pritlikavih nepravilnih galaksij z uporabo HST . ned.ipac.caltech.edu . Datum zdravljenja: 30. januar 2021.
  19. Karttunen et al., 2007 , str. 279.
  20. U. Heber. Hot Subluminous Stars (angleščina) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . - Bristol: IOP Publishing , 2016 .-- 1. avgust (zv. 128). - P. 082001. - ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1088/1538-3873/128/966/082001 .
  21. 1 2 Samus N.N. Pulzirajoče zvezde . Astronomska dediščina . Datum zdravljenja: 30. januar 2021.
  22. Kroglasta kopica - Barvni diagrami velikosti The (Eng.) ... Enciklopedija Britannica . Encyclopædia Britannica Inc .. Pridobljeno 30. januarja 2021.
  23. Zvezdna astronomija na predavanjih . Astronet . Datum zdravljenja: 30. januar 2021.
  24. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 280-281.

Povezave