Горизонтальная ветвь ( HB ) — это стадия звездной эволюции , которая следует сразу за ветвью красных гигантов у звезд, масса которых близка к массе Солнца . Звезды горизонтальной ветви питаются за счет синтеза гелия в ядре (через тройной альфа-процесс) и синтеза водорода (через цикл CNO ) в оболочке, окружающей ядро. Начало синтеза гелия в ядре на конце ветви красных гигантов вызывает существенные изменения в звездной структуре , что приводит к общему снижению светимости , некоторому сжатию оболочки звезды и повышению температуры поверхности.
Горизонтальная ветвь звезд была обнаружена при первых глубоких фотографических фотометрических исследованиях шаровых скоплений [1] [2] и была примечательна тем, что отсутствовала во всех рассеянных скоплениях , которые изучались к тому времени. Горизонтальная ветвь так названа, потому что в низкометалличных звездных коллекциях, таких как шаровые скопления , звезды HB лежат вдоль примерно горизонтальной линии на диаграмме Герцшпрунга-Рассела . Поскольку звезды одного шарового скопления находятся практически на одинаковом расстоянии от нас, их видимые величины имеют одинаковое отношение к их абсолютным величинам, и, таким образом, свойства, связанные с абсолютной величиной, ясно видны на диаграмме HR, ограниченной звездами этого скопления, не рассеянной расстоянием и, следовательно, неопределенностями величины.
После исчерпания водорода в ядре звезды покидают главную последовательность и начинают термоядерный синтез в водородной оболочке вокруг гелиевого ядра и становятся гигантами на ветви красных гигантов . У звезд с массой до 2,3 масс Солнца гелиевое ядро становится областью вырожденной материи , которая не участвует в генерации энергии . Оно продолжает расти и повышать температуру , поскольку термоядерный синтез водорода в оболочке вносит больше гелия . [3]
Если масса звезды больше 0,5 солнечных масс , [4] ядро в конечном итоге достигает температуры, необходимой для синтеза гелия в углерод посредством процесса тройной альфа . Инициирование синтеза гелия начинается в области ядра, что вызовет немедленное повышение температуры и быстрое увеличение скорости синтеза . В течение нескольких секунд ядро становится невырожденным и быстро расширяется, производя событие, называемое гелиевой вспышкой . Невырожденные ядра инициируют синтез более плавно, без вспышки. Выход этого события поглощается слоями плазмы выше, поэтому эффекты не видны снаружи звезды. Теперь звезда переходит в новое равновесное состояние, и ее эволюционный путь переключается с ветви красных гигантов (RGB) на горизонтальную ветвь диаграммы Герцшпрунга-Рассела . [3]
Звезды изначально между 2,3 M ☉ и 8 M ☉ имеют более крупные гелиевые ядра, которые не становятся вырожденными. Вместо этого их ядра достигают массы Шёнберга-Чандрасекара, при которой они больше не находятся в гидростатическом или тепловом равновесии. Затем они сжимаются и нагреваются, что запускает гелиевый синтез до того, как ядро станет вырожденным. Эти звезды также становятся горячее во время гелиевого синтеза ядра, но у них другие массы ядра и, следовательно, другая светимость по сравнению со звездами HB. Они меняют температуру во время гелиевого синтеза ядра и выполняют синюю петлю, прежде чем перейти к асимптотической ветви гигантов. Звезды массивнее, чем около 8 M ☉, также плавно зажигают свой гелий ядра, а также продолжают сжигать более тяжелые элементы как красный сверхгигант . [5]
Звезды остаются на горизонтальной ветви около 100 миллионов лет, постепенно становясь более яркими, так же, как звезды главной последовательности увеличивают свою светимость, как показывает теорема вириала . Когда их ядро гелия в конечном итоге истощается, они переходят к горению гелиевой оболочки на асимптотической ветви гигантов (AGB). На AGB они становятся холоднее и гораздо более яркими. [3]
Звезды на горизонтальной ветви имеют очень похожие массы ядра, следуя за вспышкой гелия. Это означает, что они имеют очень похожие светимости, и на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, построенной по визуальной величине, ветвь горизонтальна.
Размер и температура звезды HB зависят от массы водородной оболочки, оставшейся вокруг гелиевого ядра. Звезды с большими водородными оболочками холоднее. Это создает разброс звезд вдоль горизонтальной ветви при постоянной светимости. Эффект изменения температуры гораздо сильнее при меньшей металличности , поэтому старые скопления обычно имеют более выраженные горизонтальные ветви. [6]
Хотя горизонтальная ветвь названа так потому, что она в основном состоит из звезд с приблизительно одинаковой абсолютной величиной в диапазоне температур, лежащих в горизонтальной полосе на диаграммах цвет-величина, ветвь далека от горизонтальной на синем конце. Горизонтальная ветвь заканчивается «синим хвостом» с более горячими звездами, имеющими меньшую светимость, иногда с «синим крючком» из чрезвычайно горячих звезд. Она также не горизонтальна при построении по болометрической светимости, причем более горячие звезды горизонтальной ветви менее светимы, чем более холодные. [7]
Самые горячие звезды горизонтальной ветви, называемые крайней горизонтальной ветвью, имеют температуру 20 000–30 000 К. Это намного превышает то, что можно было бы ожидать от обычной звезды с гелиевым ядром. Теории, объясняющие эти звезды, включают бинарные взаимодействия и «поздние тепловые импульсы», когда тепловой импульс, который регулярно испытывают звезды асимптотической ветви гигантов (AGB), происходит после того, как слияние прекратилось, и звезда вошла в фазу суперветра. [8] Эти звезды «рождаются заново» с необычными свойствами. Несмотря на странно звучащий процесс, ожидается, что это произойдет для 10% или более звезд пост-AGB, хотя считается, что только особенно поздние тепловые импульсы создают звезды крайней горизонтальной ветви, после фазы планетарной небулярности и когда центральная звезда уже остывает до белого карлика. [9]
CMD шаровых скоплений ( диаграммы цвет-величина ) обычно показывают горизонтальные ветви, которые имеют заметный разрыв в HB. Этот разрыв в CMD неверно предполагает, что скопление не имеет звезд в этой области своего CMD. Разрыв происходит в полосе нестабильности , где обнаружено много пульсирующих звезд . Эти пульсирующие звезды с горизонтальной ветвью известны как переменные звезды типа RR Лиры, и они, очевидно, переменны по яркости с периодами до 1,2 дня. [10]
Требуется расширенная программа наблюдений для установления истинной (то есть усредненной за полный период) видимой величины и цвета звезды . Такая программа обычно выходит за рамки исследования диаграммы цвет-величина скопления. Из-за этого, хотя переменные звезды отмечены в таблицах звездного состава скопления из такого исследования, эти переменные звезды не включены в графическое представление CMD скопления, поскольку данные, достаточные для их правильного построения, отсутствуют. Это упущение часто приводит к пробелу RR Лиры, наблюдаемому во многих опубликованных CMD шаровых скоплений. [11]
Различные шаровые скопления часто демонстрируют различную морфологию HB , под которой подразумевается, что относительные пропорции звезд HB, существующих на более горячем конце зазора RR Lyr, внутри зазора и на более холодном конце зазора, резко различаются от скопления к скоплению. Основная причина различной морфологии HB является давней проблемой в звездной астрофизике . Химический состав является одним из факторов (обычно в том смысле, что более бедные металлами скопления имеют более голубые HB), но другие звездные свойства, такие как возраст , вращение и содержание гелия , также были предложены как влияющие на морфологию HB . Это иногда называют «проблемой второго параметра» для шаровых скоплений, потому что существуют пары шаровых скоплений, которые, по-видимому, имеют одинаковую металличность , но имеют очень разные морфологии HB; одна из таких пар — NGC 288 (у которого очень голубая HB) и NGC 362 (у которого довольно красная HB). Метка «второй параметр» подтверждает, что некий неизвестный физический эффект ответственен за различия в морфологии HB в кластерах, которые в остальном кажутся идентичными. [7]
Родственный класс звезд — гиганты-скопления , принадлежащие к так называемому красному скоплению , которые являются относительно молодыми (и, следовательно, более массивными ) и обычно более богатыми металлами аналогами популяции I для звезд HB (принадлежащих популяции II ). Как звезды HB, так и гиганты-скопления сплавляют гелий с углеродом в своих ядрах, но различия в структуре их внешних слоев приводят к тому, что разные типы звезд имеют разные радиусы, эффективные температуры и цвет . Поскольку индекс цвета является горизонтальной координатой на диаграмме Герцшпрунга-Рассела , разные типы звезд появляются в разных частях CMD, несмотря на их общий источник энергии . По сути, красное скопление представляет собой одну крайность морфологии горизонтальной ветви: все звезды находятся на красном конце горизонтальной ветви, и их может быть трудно отличить от звезд, впервые поднимающихся по ветви красных гигантов. [12]