Vaakasuora haara

Tähtitieteen vaakasuuntainen haara  on pienimassaisten ja matalametallisten tähtien kehitysvaihe  sekä niiden miehittämä alue Hertzsprung-Russell-kaaviossa . Tämä vaihe tulee punaisen jättihaaran jälkeen ja edeltää asymptoottista jättihaaraa . Siinä olevat tähdet vapauttavat energiaa heliumin ydinpolton seurauksena . Näiden tähtien valovoimat ovat pienellä alueella, mutta niiden lämpötilat vaihtelevat suuresti. Vaakahaaran matalalämpöiselle alueelle on keskittynyt massiivisempia ja metallisempia I-populaatiotähdet , jotka muodostavat punaisen möhkäleen , ja termiä "vaakasuora haara" käytetään pääasiassa II populaation tähdistä .

Vaakahaaran tähdet ovat usein RR Lyrae -muuttujia , ja itse vaakahaarat näkyvät selvästi pallomaisten tähtijoukkojen Hertzsprung-Russell-kaavioissa . Yksi tähtitieteen ratkaisemattomista ongelmista  liittyy pallomaisten klustereiden vaakasuuntaisiin haaroihin - toisen parametrin ongelma .

Evoluutio

Tähdet saapuvat vaakasuoraan haaraan heliumin välähdyksen jälkeen , joka lopettaa oleskelunsa punaisella jättiläishaaralla ja alkaa heliumin ydinpoltto  - tämä siirtymä kestää hyvin lyhyen ajan, noin 10 4 vuotta [1] . Tämä asettaa vaakahaaran tähtien rajamassat: tähdet, joiden alkumassa on välillä 0,5 - 2,3 M ⊙ , putoavat sen päälle . Tähdet, joiden massa on alle 0,5 M ⊙ eivät periaatteessa pysty käynnistämään heliumin palamista [2] , ja tähdillä, joiden massa on yli 2,5–3 M ⊙ , heliumin palaminen alkaa ilman välähdystä - ne eivät putoa vaakasuora haara, mutta kulkee sinisen silmukan läpi [3] .

Evoluutiovaihe määrittää myös tällaisten tähtien rakenteen: niiden ydin koostuu lähes kokonaan heliumista . Tällaisten tähtien ulkokuoren koostumus eroaa vähän pääosin vedystä ja heliumista koostuvan tähtienvälisen väliaineen koostumuksesta : kuorissa on vain hieman enemmän heliumia punaisella jättiläishaaralla tapahtuneen ensimmäisestä kaaviosta johtuen. Tällaisten tähtien ytimissä tapahtuu kolminkertainen heliumreaktio, jonka seurauksena muodostuu hiiltä ja happea , ja ytimen ja kuoren rajalla vety muuttuu heliumiksi pääasiassa CNO-kierron kautta [4] [5 ] ] .

Kun tähti on vaakahaaralla, vedyn palamisen aikana kerroslähteessä vapautuva teho pienenee, mutta heliumin palamisteho ytimessä kasvaa. Kun suurin osa energiasta vapautuu vedyn palamisen seurauksena, tähden pinnan lämpötila nousee ajan myötä, ja kun heliumin palaminen tulee hallitsevaksi, lämpötila alkaa laskea. Tämä johtaa siihen, että Hertzsprung-Russell-kaaviossa tähti liikkuu silmukassa. Sisäisen konvektion ja aineen säännöllisen sekoittumisen tähden tähden tähti tekee kaaviossa vielä useita silmukoita. Lisäksi tähden kirkkaus kasvaa vähitellen, mikä johtaa ylöspäin suuntautuvaan liikkeelle kaaviota pitkin [6] .

Ajan myötä ytimessä oleva helium vähenee, jossain vaiheessa se lakkaa palamasta ytimessä ja alkaa palaa kerroslähteessä. Tähden ulkokuoret alkavat laajentua ja jäähtyä, ja Hertzsprung-Russell-kaaviossa se jättää vaakasuoran haaran ja alkaa liikkua ylös ja oikealle putoamalla asymptoottiselle jättihaaralle [7] . Aika, jonka tähti pysyy vaakahaaralla, on noin kaksi suuruusluokkaa lyhyempi kuin aika, jonka se pysyy pääjonossa , esimerkiksi Auringon massaisella tähdellä tämä aika on noin 100 miljoonaa vuotta [8] [9] .

Ominaisuudet

Vaakasuuntaisen haaran tähdillä on käytännössä samat valovoimat  - niiden absoluuttiset tähtien magnitudit ovat yleensä 0,3-0,9 m [1] [10] , mutta niillä on suuri lämpötilahaja - 4-35 tuhatta kelviniä . Tämä johtaa siihen, että Hertzsprung-Russell-kaaviossa tällaiset tähdet asettuvat melkein vaakasuoraan, minkä vuoksi vaakasuora haara sai nimensä. Korkean lämpötilan alueella tähtien kirkkaus alkaa kuitenkin laskea lämpötilan noustessa, ja tämä alue kaaviossa lakkaa olemasta vaakasuora [11] [12] .

Juuri vaakasuoraan haaraan osuneet tähdet muodostavat niin sanotun nolla - iän vaakahaaran .  Tietyn tähden sijainti siinä määräytyy useiden parametrien perusteella: heliumin ytimen kokonaismassa ja massa (tai kuoren massa) sekä heliumin osuus ja ulkokuorten metallisuus [12] .

Lämpötilaan vaikuttaa voimakkaimmin tähden verhon massa, joka voi olla erilainen tähdillä, joilla on sama alkumassa ja kemiallinen koostumus - verhon massahäviö tapahtuu satunnaisesti, kun tähti on punaisella jättiläishaaralla . Kun heliumytimen massa on yhtä suuri, mitä pienempi tähden kuoren massa on, sitä korkeampi on sen lämpötila pinnalla. Heliumin osuuden lisääntyminen johtaa massiivisten kuorien ja alhaisen lämpötilan omaavien tähtien kirkkauden kasvuun, mutta myös pienimassaisten kuorien ja korkean lämpötilan tähtien kirkkauden vähenemiseen - näin ollen tähtien kaltevuus ja muoto. kaavion vaakasuora haara muuttuu. Lisäksi kaikkien tähtien kohdalla heliumin osuuden kasvu johtaa tähtien lämpötilan nousuun. Lopuksi raskaiden alkuaineiden runsauden lisääntyminen johtaa siihen, että tähdet kylmevät ja himmenevät [13] [14] [15] .

Vaikka heliumin ytimen massalla on merkittävä vaikutus valoisuuteen, tähdillä, joiden massa on alle 1,4 M⊙ , heliumin ytimen massa on lähes sama. Vaakasuoralle haaralle putoavat tähdet, joiden massa on pienempi, ovat yli 4-5 miljardia vuotta vanhat, joten ne muodostuivat melko kauan sitten ja niillä on alhainen metallisuus  - ne kuuluvat populaatioon II . Siten vaakasuoran haaran tähdet voivat toimia vakiokynttilöinä [16] .

Massiivisemmat tähdet, vaikka ne kehittyvätkin laadullisesti samalla tavalla, ovat vaakasuuntaiseen haaraan tullessaan pienempi ikä ja siten suurempi raskaiden alkuaineiden pitoisuus, ja ne kuuluvat populaatioon I . Ne ovat tiheästi keskittyneet vaakasuuntaisen haaran punaiseen osaan, jota kutsutaan punaiseksi klusteriksi , eikä termiä "vaakasuora haara" käytännössä käytetä tällaisista tähdistä [14] [17] [18] .

Valoisuusluokkien osalta vaakahaaratähdet kuuluvat pääsääntöisesti jättiläisiin tähtiin [19] , mutta kuumimpien tähtien valoisuus voi olla pienempi kuin saman spektrityypin pääsarjan tähdillä , joten ne luokitellaan kuumiksi alikääpiöiksi . [20] .

Vaihtuvuus

Hertzsprung-Russell-kaaviossa vaakahaaran läpi kulkee epästabiilisuuskaistale , joten merkittävä osa vaakahaaran tähdistä on vaihtelevaa. Tällaiset tähdet ovat RR Lyrae -muuttujia ja sykkivät kappamekanismin vuoksi , ja niitä käytetään myös vakiokynttilöitä [1] [14] [21] .

Tämän tyyppisiä muuttujia ovat kaikki vaakasuuntaisen haaran tähdet, jotka putoavat epävakauden kaistalle. Ottaen huomioon, että muuttuvia tähtiä ei yleensä ole merkitty Hertzsprung-Russell-kaavioihin , siihen muodostuu Schwarzschildin aukko alueelle, jonne RR Lyrae -tyyppisten muuttujien pitäisi pudota [1] .

Vaakasuorat oksat pallomaisissa klusteissa

Vaakasuuntaiset oksat näkyvät selvästi pallomaisten tähtijoukkojen Hertzsprung-Russell-kaavioissa . Samanaikaisesti yksittäisten klustereiden tähdillä on sama ikä ja kemiallinen koostumus, mikä tarkoittaa, että vaakahaaralle ilmestyy samanaikaisesti tähtiä hyvin kapealta alkumassaalueelta. Tähdet, jotka ovat menettäneet suurimman osan verhostaan ​​ja siten tulleet vähiten massiivisimmiksi, näkyvät vaakasuoran haaran sinisessä osassa ja päinvastoin [1] [13] .

Vaakasuuntaisen haaran morfologiaa tutkittaessa se jaetaan yleensä kolmeen osaan: erotetaan RR Lyrae -tyypin muuttujat (katso yllä ) ja kaksi tähtiryhmää - enemmän sinistä (korkealla lämpötilalla) ja enemmän punaista ( alhaisella lämpötilalla). Tähtien jakautuminen vaakahaaran osissa vaihtelee eri tähtiryhmissä . Tämän jakauman kuvaamiseksi otetaan käyttöön "sinisyys"-parametri: , missä  on tähtien lukumäärä sinisessä osassa, punaisemmassa  osassa  on tähtien kokonaismäärä vaakahaarassa. Parametri vaihtelee välillä −1 klusteille, joissa kaikki tähdet ovat punaisessa osassa, ja 1 klusteille, joissa kaikki tähdet ovat sinisessä osassa [1] .

Tähän suureen liittyy niin sanottu toisen parametrin ongelma (tai "kolmannen parametrin ongelma"). Teoreettisesti vaakasuoran oksan sinisyyden pitäisi olla vahvasti sidoksissa ikään ja pallomaisten tähtijoukkojen metallisuuteen . Mitä korkeampi tähtien metallisuus on, sitä sinisempi niiden alueen tulisi olla, ja mitä vanhempi tähtien joukko, sitä vähemmän massiivisia tähtiä on vaakasuoralla haaralla ja sen seurauksena ne putoavat sinisemmälle alueelle. Tästä huolimatta saman ikäisillä ja metallisilla klustereilla voi olla täysin erilainen vaakahaaran morfologia. Vastaavasti tuntematonta parametria (tai joukkoa niistä), joka vaikuttaa vaakahaaran sinisyyteen, kutsutaan "kolmanneksi parametriksi", tai jos riippuvuutta iästä pidetään ilmeisenä, niin "toiseksi parametriksi", joka antaa ongelman nimi [21] [22] [23] [24] .

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Samus N. N. Vaihtelevat tähdet. RR Lyrae-tyypin muuttujat. OKPZ-tyypit: RRAB, RRC, RR(B). . Tähtitieteellinen perintö . Käyttöönottopäivä: 29.1.2021.
  2. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 161.
  3. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 141, 173-174.
  4. ↑ Horisontaalinen haara tähdet . astronomy.swin.edu.au . Käyttöönottopäivä: 30.1.2021.
  5. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 142, 164.
  6. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 167-173.
  7. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 250.
  8. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Meidän aurinko. III. Nykyisyys ja tulevaisuus  // Astrophysical  Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1993. - 1. marraskuuta (osa 418). - S. 457. - ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173407 .
  9. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 162.
  10. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 282.
  11. ↑ Young-Wook Lee, Pierre Demarque, Robert Zinn. Vaakahaaraiset tähdet pallomaisissa ryhmissä. 2: Toinen parametriilmiö  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1994. - 1. maaliskuuta (osa 423). - s. 248-265. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173803 .
  12. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 163-165.
  13. ↑ 1 2 tähtiklusteria . 6.8 Vaakasuuntaiset ja asymptoottiset haarat. RR Lyrae -muuttujatähtien siirtymäkausi . Astronetti . Käyttöönottopäivä: 29.1.2021.
  14. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , s. 249.
  15. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 163-167.
  16. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 163-167, 305.
  17. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 305.
  18. ↑ Läheisten epäsäännöllisten kääpiögalaksien yksityiskohtaiset tähtien muodostumishistoriat HST:n avulla . ned.ipac.caltech.edu . Käyttöönottopäivä: 30.1.2021.
  19. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 279.
  20. ↑ U. Heber. Hot Subluminous Stars  (englanniksi)  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut . - Bristol: IOP Publishing , 2016. - 1. elokuuta (osa 128). - P. 082001. - ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1088/1538-3873/128/966/082001 .
  21. ↑ 1 2 Samus N. N. Sykkivät tähdet . Tähtitieteellinen perintö . Käyttöönottopäivä: 30.1.2021.
  22. ↑ Pallomainen klusteri - Väri-  magnitudikaaviot . Encyclopedia Britannica . Encyclopædia Britannica Inc. Haettu 30. tammikuuta 2021.
  23. ↑ Tähtitähtitiede luennoilla . Astronetti . Käyttöönottopäivä: 30.1.2021.
  24. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 280-281.

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Bibliografisissa luetteloissa