수평 분기

Horizontal branch
구상성단 M5에 대한 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램으로 수평 가지는 노란색, RR Lyrae 별은 녹색, 더 밝은 적색 거성 가지 중 일부는 빨간색으로 표시됨

수평가지(HB)는 질량이 태양과 비슷한 별에서 적색거성가지에 바로 이어지는 항성진화의 단계입니다.수평가지 별들은 중심핵의 헬륨 융합(트리플 알파 과정을 통해)과 중심핵을 둘러싼 껍질 속의 수소 융합(CNO 순환을 통해)에 의해 추진된다.적색거성 가지 끝에서 중심핵 헬륨 융합이 시작되면서 항성 구조에 상당한 변화가 생겨 전체적으로 밝기가 감소하고 항성 외피가 수축하며 표면이 더 높은 온도에 도달합니다.

검출

수평 가지별은 구상성단에[1][2] 대한 최초의 심층 사진 측광학 연구로 발견되었으며, 그 때까지 연구되어 온 모든 산개성단에는 없었던 것으로 알려져 있습니다.이 수평가지 이름은 구상성단과 같은 저금속성 별 집합에서 HB별이 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 거의 수평선을 따라 있기 때문에 붙여진 이름이다.한 구상성단의 별들은 기본적으로 우리로부터 같은 거리에 있기 때문에, 그들의 겉보기 등급은 모두 절대 등급과 같은 관계를 가지고 있으며, 따라서 절대 등급 관련 특성은 거리에 따라 구별되지 않고 그 성단의 별에 국한된 H-R 다이어그램에서 분명하게 볼 수 있습니다.좋은 점

진화

수평 가지와 붉은 덩어리 영역을 보여주는 태양과 같은 별의 진화 궤적

중심 수소를 다 쓴 후, 별들은 주계열을 떠나 헬륨 핵 주변의 수소 껍질에서 핵융합을 시작하고 적색 거성 가지에서 거인이 된다.질량이 태양의 2.3배인 별에서 헬륨핵은 에너지 생성에 기여하지 않는 퇴화 물질 영역이 됩니다.그것은 껍질 속의 수소 융합이 더 많은 헬륨을 [3]기여함에 따라 계속해서 성장하고 온도가 상승합니다.

만약 별의 [4]질량이 약 0.5 태양질량 이상이라면, 중심핵은 결국 삼중 알파 과정을 통해 헬륨이 탄소로 융합하는 데 필요한 온도에 도달한다.헬륨 융합의 시작은 중심 영역에서 시작되며, 이는 즉각적인 온도 상승과 핵융합 속도의 급격한 증가를 야기할 것입니다.몇 초 안에 핵은 퇴화되지 않고 빠르게 팽창하며 헬륨 섬광이라고 불리는 현상을 일으킵니다.비퇴화 코어는 플래시 없이 보다 원활하게 퓨전을 시작합니다.이 이벤트의 출력은 위의 플라즈마 층에 의해 흡수되기 때문에 별 외부에서는 효과를 볼 수 없습니다.이제 별은 새로운 평형 상태로 변하며, 진화 경로는 적색거성가지(RGB)에서 헤르츠스프룽-러셀 [3]도표의 수평가지로 바뀝니다.

처음에는 약 2.3 사이의 별M☉ 및 8M☉ 퇴화되지 않는 더 큰 헬륨 코어를 가지고 있습니다.대신 이들의 코어는 쇤베르크-찬드라세카르 질량에 도달하여 더 이상 정수적 또는 열적 평형 상태에 있지 않습니다.그런 다음 핵이 수축하고 가열되어 핵이 변질되기 전에 헬륨 융합을 일으킵니다.이 별들은 또한 중심핵 헬륨 핵융합 동안 더 뜨거워지지만, 중심핵 질량이 달라서 HB 별과 광도가 다릅니다.이들은 중심핵 헬륨 핵융합 동안 온도가 변화하며 점근거성가지로 이동하기 전에 파란색 루프를 수행합니다.약 8개보다 더 무거운 별M☉ 또한 핵의 헬륨을 부드럽게 점화시키고 적색 [5]초거성으로 무거운 원소를 태웁니다.

별은 약 1억 년 동안 수평 가지에 머무르며, 주계열성이 비리얼 정리가 보여주는 것처럼 밝기를 증가시키는 방식으로 서서히 밝아집니다.그들의 핵심 헬륨이 결국 고갈되면, 그들은 점근거성가지(AGB)에서 헬륨 껍데기를 태우는 것으로 진행됩니다.AGB에서는 더 차가워지고 훨씬 [3]더 밝아집니다.

수평 가지 형태

수평 가지에 있는 별들은 헬륨 섬광에 이어 모두 매우 비슷한 중심 질량을 가지고 있습니다.즉, 광도가 매우 비슷하며, 시각적인 크기로 표시된 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 가지는 수평입니다.

HB별의 크기와 온도는 헬륨핵 주위에 남아 있는 수소 외피 질량에 따라 달라집니다.큰 수소 봉투를 가진 별들은 더 시원하다.이것은 일정한 광도로 수평 가지를 따라 별이 퍼지는 현상을 만듭니다.온도 변화 효과는 금속 함량이 낮을수록 훨씬 강하기 때문에 오래된 성단은 일반적으로 더 뚜렷한 수평 가지를 [6]가지고 있습니다.

수평가지라는 이름은 대부분 온도 범위에서 거의 같은 절대등급을 가진 별들로 이루어져 있으며, 색상 크기 다이어그램에서 수평 막대에 놓여있기 때문에 붙여졌지만, 그 가지는 파란색 끝의 수평과는 거리가 멀다.수평 가지는 "파란 꼬리"로 끝나는데, 더 뜨거운 별들은 낮은 광도를 가지며, 때로는 극도로 뜨거운 별들의 "파란 고리"를 가지고 있기도 합니다.또한 볼로메트릭 광도로 표시할 때, 뜨거운 수평 가지별은 차가운 [7]가지별보다 덜 밝기 때문에 수평이 아니다.

가장 뜨거운 수평가지 별의 온도는 20,000 ~ 30,000 K입니다.이것은 일반적인 중심핵 헬륨 연소 별에서 예상할 수 있는 것보다 훨씬 더 큰 것입니다.이러한 별들을 설명하는 이론에는 쌍성 상호작용과 점근거성가지(AGB) 별들이 주기적으로 경험하는 열 펄스가 핵융합이 멈추고 별이 초풍 [8]단계로 진입한 후 발생한다.이 별들은 특이한 성질을 가지고 "다시 태어난"다.이상하게 들리는 과정에도 불구하고, 이러한 현상은 AGB 이후의 별들 중 10% 이상에서 발생할 것으로 예상되지만, 특히 늦은 열 펄스가 행성 성운 단계 이후 그리고 중심 별이 이미 백색 [9]왜성을 향해 냉각되고 있을 때만 극단적인 수평 가지별을 생성한다고 생각됩니다.

RR Lyrae 갭

구상 성단 M3의 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램

구상성단 CMD(색상-규모 다이어그램)는 일반적으로 HB에 현저한 간격이 있는 수평 가지를 보여줍니다.CMD의 이 간격은 클러스터의 CMD의 이 영역에 별이 없음을 잘못 나타냅니다.이 간격은 많은 맥동별이 발견되는 불안정 띠에서 발생합니다.이 맥동하는 수평가지 별들은 거문고자리 RR 변광성으로 알려져 있으며, 밝기는 1.2일까지 [10]변합니다.

별의 겉보기 등급과 색을 밝혀내기 위해서는 확장된 관측 프로그램이 필요하다.이러한 프로그램은 보통 성단의 색-크기 도표의 조사 범위를 벗어납니다.따라서 이러한 조사를 통해 성단의 항성 함량 표에 변광성이 기록되지만, 이러한 변광성은 정확하게 표시할 수 있는 데이터를 사용할 수 없기 때문에 성단 CMD의 그래픽 표시에 포함되지 않습니다.이러한 누락으로 인해 많은 발표된 구상성단 CMD에서 [11]RR Lyrae 간격이 나타나는 경우가 많습니다.

구상성단마다 종종 다른 HB 형태가 나타나는데, 이는 RR Lyr 간격의 뜨거운 끝과 간격의 차가운 끝에 존재하는 HB별의 상대적 비율이 성단마다 크게 다르다는 것을 의미한다.다른 HB 형태론의 근본적인 원인은 항성 천체물리학에서 오랫동안 제기되어 온 문제입니다.화학적 조성은 한 요인(일반적으로 금속이 부족한 성단이 더 푸른 HB를 가지고 있다는 의미)이지만, 나이, 회전, 헬륨 함량과 같은 다른 별의 특성도 HB 형태학에 영향을 미치는 것으로 제안되었습니다.이것은 구상성단에 대해 "제2의 매개변수 문제"라고 불리기도 하는데, 이는 금속성은 같지만 HB 형태가 매우 다른 구상성단 쌍이 있기 때문입니다. 이러한 쌍 중 하나가 NGC 288(매우 파란색 HB를 가지고 있음)과 NGC 362(적색 HB를 가지고 있음)입니다."second parameter"라는 레이블은 알 수 없는 물리적 효과가 다른 점에서는 [7]동일해 보이는 클러스터의 HB 형태학 차이를 일으킨다는 것을 인정한다.

레드클라우드와의 관계

별들의 이와 관련된 부류는 성단 거성으로, 이른바 적색성단에 속하며, 이들은 HB성(성단 II에 속함)에 비해 상대적으로 젊고(따라서 더 질량이 크며) 금속이 풍부한 종족 I이다.HB 별과 덩어리 거성 둘 다 중심에서 헬륨과 탄소를 융합하고 있지만, 외부 층의 구조 차이는 다른 반지름, 유효 온도, 그리고 색을 가진 다른 종류의 별들을 낳습니다.색지수는 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 수평좌표이기 때문에 공통 에너지원에도 불구하고 CMD의 다른 부분에서 다른 유형의 별이 나타난다.사실상, 붉은 덩어리는 수평 가지 형태학의 극단 중 하나를 나타냅니다. 즉, 모든 별은 수평 가지의 붉은 끝에 있고,[12] 처음으로 적색 거성 가지를 오르는 별과 구별하기가 어려울 수 있습니다.

레퍼런스

  1. ^ 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
  2. ^ 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. ^ a b c Karttunen, Hannu; Oja, Heikki (2007), Fundamental astronomy (5th ed.), Springer, p. 249, ISBN 978-3-540-34143-7
  4. ^ "Post Main Sequence Stars". Australia Telescope Outreach and Education. Retrieved 2 December 2012.
  5. ^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). "Evolution of Stars and Stellar Populations". Evolution of Stars and Stellar Populations: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
  6. ^ Rudolf Kippenhahn; Alfred Weigert; Achim Weiss (31 October 2012). Stellar Structure and Evolution. Springer Science & Business Media. pp. 408–. ISBN 978-3-642-30304-3.
  7. ^ a b 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.
  8. ^ 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.
  9. ^ Jeffery, C. S. (2008). "Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction". Hydrogen-Deficient Stars. 391: 3. Bibcode:2008ASPC..391....3J.
  10. ^ American Association of Variable Star Observers. "Types of Variables". Retrieved 12 March 2011.
  11. ^ David Stevenson (9 May 2015). The Complex Lives of Star Clusters. Springer. pp. 70–. ISBN 978-3-319-14234-0.
  12. ^ Hannu Karttunen; Pekka Kröger; Heikki Oja; Markku Poutanen; Karl Johan Donner (9 August 2007). Fundamental Astronomy. Springer Science & Business Media. pp. 249–. ISBN 978-3-540-34144-4.