Vízszintes ág

A csillagászat vízszintes ága  a kis tömegű és alacsony fémtartalmú csillagok fejlődésének  szakasza , valamint az általuk elfoglalt terület a Hertzsprung-Russell diagramon . Ez a szakasz a vörös óriás ág után következik , és megelőzi az aszimptotikus óriáságat . A rajta lévő csillagok a hélium nukleáris égésének köszönhetően energiát szabadítanak fel . Ezeknek a csillagoknak a fényereje kis tartományban van, de hőmérsékletük nagyon eltérő. A vízszintes ág alacsony hőmérsékletű tartományában nagyobb tömegű és fémes populációjú I csillagok koncentrálódnak , amelyek vörös halmazt alkotnak., és a "vízszintes ág" kifejezést főként a II. populációjú csillagokra használják .

A vízszintes ág csillagai gyakran RR Lyrae változók , maguk a vízszintes ágak pedig jól láthatóak a gömb alakú csillaghalmazok Hertzsprung-Russell diagramjain . A csillagászat egyik megoldatlan problémája a  gömbhalmazok vízszintes ágaihoz kapcsolódik – a második paraméter problémája .

Evolúció

A csillagok egy hélium felvillanása után lépnek be a vízszintes ágba , ami véget ér a vörös óriás ágon való tartózkodásuk , és megkezdődik a hélium nukleáris égése  - ez az átmenet nagyon rövid ideig, körülbelül 10 4 évig tart [1] . Ez meghatározza a vízszintes ág csillagainak határtömegét: 0,5-2,3 M ⊙ kezdeti tömegű csillagok esnek rá . A 0,5 M ⊙ tömegnél kisebb csillagok elvileg nem képesek a hélium égését elindítani [2] , a 2,5–3 M ⊙ tömegnél nagyobb tömegű csillagok esetében pedig a hélium égése villanás nélkül kezdődik meg - nem esnek a hélium égését. vízszintes ág, de át kell menni a kék hurkon [3] .

Az evolúciós szakasz az ilyen csillagok szerkezetét is meghatározza: magjuk szinte teljes egészében héliumból áll . Az ilyen csillagok külső héjának összetétele alig tér el a főként hidrogénből és héliumból álló csillagközi közeg összetételétől: a vörös óriás ágon történt első kikanalazás miatt csak valamivel több hélium van a héjakban. Az ilyen csillagok magjában hármas héliumreakció játszódik le, melynek eredményeként szén és oxigén képződik , a mag és a héj határán pedig a hidrogén héliummá alakul, főként a CNO cikluson keresztül [4] [5 ] ] .

Amikor a csillag a vízszintes ágon van, a rétegforrásban a hidrogén égése során felszabaduló teljesítmény csökken, de a magban a hélium égésének ereje nő. Míg az energia nagy része a hidrogén égése következtében szabadul fel, a csillag felszínének hőmérséklete idővel növekszik, és amikor a hélium égése válik uralkodóvá, a hőmérséklet csökkenni kezd. Ez oda vezet, hogy a Hertzsprung-Russell diagramban a csillag hurokban mozog. A csillagon belüli belső konvekció és az anyagok periodikus keveredése miatt a csillag még több hurkot csinál a diagramon. Ezenkívül a csillag fényereje fokozatosan növekszik, ami a diagram mentén felfelé irányuló mozgáshoz vezet [6] .

Idővel a magban lévő hélium egyre kevesebb lesz, egy ponton leáll a magban égés, és réteges forrásban kezd égni. A csillag külső héjai tágulni és lehűlni kezdenek, a Hertzsprung-Russell diagramon pedig elhagyja a vízszintes ágat, és elkezd felfelé és jobbra mozogni, és az aszimptotikus óriáságra esik [7] . Egy csillag vízszintes ágon való tartózkodási ideje körülbelül két nagyságrenddel rövidebb, mint a fősorozaton való tartózkodás ideje , például egy Nap tömegű csillagnál ez az idő körülbelül 100 millió év [8] [9] .

Jellemzők

A vízszintes ág csillagainak fényessége gyakorlatilag azonos  - abszolút csillagmagasságuk általában 0,3-0,9 m [1] [10] , de nagy a hőmérsékleti szórás - 4-35 ezer kelvin . Ez oda vezet, hogy a Hertzsprung-Russell diagramon az ilyen csillagok szinte vízszintesen sorakoznak, ezért a vízszintes ág kapta a nevét. A magas hőmérsékletű tartományban azonban a csillagok fényereje csökkenni kezd a hőmérséklet emelkedésével, és ez a tartomány a diagramon megszűnik vízszintes lenni [11] [12] .

A vízszintes ágat éppen eltaláló csillagok alkotják az úgynevezett nullakorú vízszintes ágat .  Egy adott csillag helyzetét rajta több paraméter határozza meg: a teljes tömeg és a héliummag tömege (vagy a héj tömege), valamint a hélium hányada és a külső héjak fémessége [12] .

A hőmérsékletet a legerősebben a csillagburok tömege befolyásolja, amely eltérő lehet az azonos kezdeti tömegű és kémiai összetételű csillagoknál – a burok tömegvesztesége véletlenszerűen következik be, amikor a csillag a vörös óriás ágon van . A héliummag egyenlő tömege esetén minél kisebb a csillag héjának tömege, annál magasabb a hőmérséklete a felszínen. A hélium arányának növekedése a masszív héjú és alacsony hőmérsékletű csillagok fényességének növekedéséhez vezet, de a kis tömegű héjú és magas hőmérsékletű csillagok fényességének csökkenéséhez is vezet - így a csillagok meredeksége és alakja. vízszintes ág a diagramon megváltozik. Ezenkívül minden csillag esetében a hélium arányának növekedése a csillagok hőmérsékletének növekedéséhez vezet. Végül a nehéz elemek bőségének növekedése azt a tényt eredményezi, hogy a csillagok hidegebbé és halványabbá válnak [13] [14] [15] .

Bár a héliummag tömege jelentősen befolyásolja a fényerőt, az 1,4 M -nél kisebb tömegű csillagok esetében a héliummag tömege közel azonos. A vízszintes ágra eső kisebb tömegű csillagok életkora meghaladja a 4-5 milliárd évet, ezért meglehetősen régen keletkeztek és alacsony fémességgel rendelkeznek - a II. populációba  tartoznak . Így a vízszintes ág csillagai szabványos gyertyaként szolgálhatnak [16] .

A nagyobb tömegű csillagok, bár minőségileg ugyanúgy fejlődnek, amikor belépnek a vízszintes ágba, alacsonyabb az életkoruk, ennélfogva magasabb a nehézelem-tartalmuk, és az I. populációhoz tartoznak . Sűrűn koncentrálódnak a vízszintes ág vörös részében, amelyet vörös halmaznak neveznek , és a "vízszintes ág" kifejezést gyakorlatilag nem használják az ilyen csillagokra [14] [17] [18] .

A fényességi osztályokat tekintve a vízszintes ágcsillagok általában az óriáscsillagokhoz tartoznak [19] , azonban a legforróbb csillagok fényessége alacsonyabb lehet, mint az azonos spektrális típusú fősorozatú csillagoké , ezért a forró szubtörpék közé tartoznak. [20] .

Változékonyság

A Hertzsprung-Russell diagramon egy instabilitási sáv halad át a vízszintes ágon , így a vízszintes ág csillagainak jelentős része változó. Az ilyen csillagok RR Lyrae változók és a kappa mechanizmus miatt lüktetnek, és szabványos gyertyaként is használják [1] [14] [21] .

Az ilyen típusú változók a vízszintes ág összes csillaga, amely az instabilitás sávjára esik. Figyelembe véve, hogy a változócsillagokat a Hertzsprung-Russell diagramokon általában nem jelölik , egy Schwarzschild-rés képződik rajta azon a területen, ahová az RR Lyrae típusú változóknak esniük kell [1] .

Vízszintes ágak gömbhalmazokban

A gömb alakú csillaghalmazok Hertzsprung-Russell diagramjain jól láthatóak a vízszintes ágak . Ugyanakkor az egyes halmazokban lévő csillagok kora és kémiai összetétele azonos, ami azt jelenti, hogy a vízszintes ágon egyidejűleg nagyon szűk kezdeti tömegtartományból jelennek meg csillagok. A vízszintes ág kék részén jelennek meg azok a csillagok, amelyek a buruk nagy részét elvesztették, és ezért a legkisebb tömegűek lettek, és fordítva [1] [13] .

A vízszintes ág morfológiájának tanulmányozásakor általában három részre osztják: RR Lyrae típusú változókat különböztetünk meg (lásd fent ) és két csillagcsoportot - kékebb (magas hőmérsékletű) és vörösebb ( alacsony hőmérsékleten). A csillagok eloszlása ​​a vízszintes ág egyes részein a különböző csillaghalmazokban eltérő . Ennek az eloszlásának leírására bevezetjük a „kékség” paramétert: , ahol  a csillagok száma a kék részben,  a pirosabb rész  a csillagok száma a vízszintes ágban. A paraméter -1-től olyan halmazoknál, ahol az összes csillag a piros részben van, és 1-ig terjed azon klasztereknél, ahol az összes csillag a kék részben van [1] .

Ehhez a mennyiséghez kapcsolódik az úgynevezett második paraméter probléma (vagy "harmadik paraméter probléma"). Elméletileg a vízszintes ág kéksége szorosan összefügg az életkorral és a gömb alakú csillaghalmazok fémességével . Minél nagyobb a csillagok fémessége, annál kékebbnek kell lennie a régiónak, és minél régebbi a halmaz, annál kisebb tömegű csillagok vannak a vízszintes ágon, és ennek következtében a kékebb tartományba esnek. Ennek ellenére az azonos korú és fémes klaszterek vízszintes ágának morfológiája teljesen eltérő lehet. Ennek megfelelően a vízszintes ág kékségét befolyásoló ismeretlen paramétert (vagy ezek halmazát) "harmadik paraméternek", vagy ha az életkortól való függést nyilvánvalónak tekintjük, akkor "második paraméternek" nevezzük, amely megadja. a probléma neve [21] [22] [23] [24] .

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Samus N. N. Változócsillagok. RR Lyrae típusú változók. OKPZ típusok: RRAB, RRC, RR(B). . Csillagászati ​​örökség . Hozzáférés időpontja: 2021. január 29.
  2. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 161.
  3. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 141, 173-174.
  4. ↑ Horizontal Branch csillagok . csillagászat.swin.edu.au . Hozzáférés időpontja: 2021. január 30.
  5. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 142, 164.
  6. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 167-173.
  7. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 250.
  8. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. A mi Napunk. III. Jelen és jövő  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - november 1. (418. kötet). - P. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 .
  9. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 162.
  10. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 282.
  11. ↑ Young-Wook Lee, Pierre Demarque, Robert Zinn. A vízszintes ágú csillagok gömbhalmazokban. 2: A második paraméter jelenség  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1994. - március 1. (423. kötet). - P. 248-265. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173803 .
  12. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 163-165.
  13. ↑ 1 2 csillaghalmaz . 6.8 Vízszintes és aszimptotikus ágak. Az RR Lyrae változócsillagok átmeneti időszaka . Asztronet . Hozzáférés időpontja: 2021. január 29.
  14. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , p. 249.
  15. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 163-167.
  16. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 163-167, 305.
  17. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 305.
  18. ↑ A közeli irreguláris törpegalaxisok részletes csillagkeletkezési története a HST segítségével . ned.ipac.caltech.edu . Hozzáférés időpontja: 2021. január 30.
  19. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 279.
  20. ↑ U. Heber. Hot Subluminous Stars  (angol)  // A Csendes-óceáni Astronomical Society kiadványai . - Bristol: IOP Publishing , 2016. - augusztus 1. (128. kötet). - P. 082001. - ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1088/1538-3873/128/966/082001 .
  21. ↑ 1 2 Samus N. N. Pulzáló csillagok . Csillagászati ​​örökség . Hozzáférés időpontja: 2021. január 30.
  22. ↑ Globuláris klaszter – Szín-nagyság  diagramok . Encyclopedia Britannica . Encyclopædia Britannica Inc. Letöltve: 2021. január 30.
  23. ↑ Csillagcsillagászat előadásokban . Asztronet . Hozzáférés időpontja: 2021. január 30.
  24. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 280-281.

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Bibliográfiai katalógusokban