Горизонтальная ветвь в астрономии — это стадия эволюции звёзд небольшой массы и низкой металличности , а также область, занимаемая ими на диаграмме Герцшпрунга — Рассела . Эта стадия идёт после ветви красных гигантов и предшествует асимптотической ветви гигантов . Звёзды на ней выделяют энергию за счёт ядерного горения гелия . Светимости этих звёзд лежат в небольшом диапазоне, но их температуры сильно варьируются. В низкотемпературной области горизонтальной ветви сконцентрированы более массивные и металличные звёзды населения I , которые образуют красное сгущение , а термин «горизонтальная ветвь» в основном используется для звёзд населения II .

Звёзды горизонтальной ветви часто бывают переменными типа RR Лиры , а сами горизонтальные ветви хорошо видны на диаграммах Герцшпрунга — Рассела для шаровых звёздных скоплений . С горизонтальными ветвями шаровых скоплений связана одна из нерешённых проблем астрономии — проблема второго параметра .

Эволюция

Звёзды попадают на горизонтальную ветвь после гелиевой вспышки , которой завершается их пребывание на ветви красных гигантов , и начала ядерного горения гелия — этот переход длится очень короткий срок, порядка 10 ⁴ лет . Это задаёт граничные массы для звёзд горизонтальной ветви: на неё попадают звёзды с начальной массой в диапазоне от 0,5 до 2,3 M _⊙ . Звёзды с массой менее 0,5 M _⊙ неспособны запустить горение гелия в принципе , а у звёзд с массой более 2,5—3 M _⊙ горение гелия начинается без вспышки — они не попадают на горизонтальную ветвь, а проходят голубую петлю .

Эволюционная стадия также определяет строение таких звёзд: их ядро практически полностью состоит из гелия . Состав внешней оболочки таких звёзд мало отличается от состава межзвёздной среды , состоящей в основном из водорода и гелия: в оболочках лишь ненамного больше гелия из-за первого вычерпывания , происходившего на ветви красных гигантов. В ядрах таких звёзд происходит тройная гелиевая реакция, в результате которой образуются углерод и кислород , а на границе ядра и оболочки происходит превращение водорода в гелий, в основном посредством CNO-цикла .

Когда звезда находится на горизонтальной ветви, мощность, выделяемая при горении водорода в слоевом источнике, уменьшается, но увеличивается мощность горения гелия в ядре. Пока основная доля энергии выделяется за счёт горения водорода, температура поверхности звезды со временем увеличивается, а когда доминирующим становится горение гелия — температура начинает уменьшаться. Это приводит к тому, что на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда движется по петле. Из-за внутренней конвекции и периодического перемешивания вещества внутри звезды звезда делает ещё несколько петель на диаграмме. Кроме того, светимость звезды постепенно увеличивается, что приводит к движению по диаграмме вверх .

Со временем гелия в ядре становится всё меньше, в какой-то момент он перестаёт гореть в ядре и начинает гореть в слоевом источнике. Внешние оболочки звезды начинают расширяться и охлаждаться, и на диаграмме Герцшпрунга — Рассела она покидает горизонтальную ветвь и начинает двигаться вверх и вправо, попадая на асимптотическую ветвь гигантов . Время нахождения звезды на горизонтальной ветви приблизительно на два порядка меньше времени её нахождения на главной последовательности , например, для звезды с массой Солнца это время составит около 100 миллионов лет .

Характеристики

Звёзды горизонтальной ветви имеют практически одинаковые светимости — их абсолютные звёздные величины обычно составляют 0,3—0,9 ^m , но имеют большой разброс температур — от 4 до 35 тысяч кельвинов . Это приводит к тому, что на диаграмме Герцшпрунга — Рассела такие звёзды выстраиваются практически горизонтально, за счёт чего горизонтальная ветвь и получила такое название. Тем не менее, в высокотемпературной области светимость звёзд начинает уменьшаться с ростом температуры, и эта область на диаграмме перестаёт быть горизонтальной .

Звёзды, которые только что попали на горизонтальную ветвь, образуют так называемую горизонтальную ветвь нулевого возраста ( англ. zero age horizontal branch ). Положение конкретной звезды на ней определяется несколькими параметрами: общей массой и массой гелиевого ядра (либо массой оболочки), а также долей гелия и металличностью внешних оболочек .

На температуру сильнее всего влияет масса оболочки звезды, которая может быть различной для звёзд с одной начальной массой и химическим составом — потеря массы оболочки происходит случайным образом, когда звезда находится на ветви красных гигантов . При равных массах гелиевого ядра, чем меньше масса оболочки звезды, тем выше её температура на поверхности. Увеличение доли гелия приводит к увеличению светимости звёзд с массивными оболочками и низкой температурой, но и к понижению светимости звёзд с маломассивными оболочками и высокой температурой — таким образом, на диаграмме наклон и форма горизонтальной ветви меняется. Также для всех звёзд увеличение доли гелия приводит к увеличению температуры звёзд. Наконец, повышение содержания тяжёлых элементов приводит к тому, что звёзды становятся более холодными и тусклыми .

Хотя масса гелиевого ядра оказывает значительное влияние на светимость, для звёзд с массой менее 1,4 M _⊙ масса гелиевого ядра оказывается практически одинаковой. Звёзды с меньшей массой, попадая на горизонтальную ветвь, имеют возраст более 4—5 миллиардов лет, следовательно, образовались достаточно давно и имеют низкую металличность — они относятся к населению II . Таким образом, звёзды горизонтальной ветви могут служить стандартными свечами .

Более массивные звёзды, хотя и эволюционируют качественно так же, при попадании на горизонтальную ветвь имеют меньший возраст, а значит, и большее содержание тяжёлых элементов, и относятся к населению I . Они плотно концентрируются в красной части горизонтальной ветви, которую называют красным сгущением , а термин «горизонтальная ветвь» для таких звёзд практически не используется .

По классам светимости звёзды горизонтальной ветви, как правило, относятся к звёздам-гигантам , однако наиболее горячие звёзды могут иметь светимости меньшие, чем у звёзд главной последовательности при том же спектральном классе , поэтому их относят к горячим субкарликам .

Переменность

На диаграмме Герцшпрунга — Рассела через горизонтальную ветвь проходит полоса нестабильности , поэтому значительная часть звёзд горизонтальной ветви переменна. Такие звёзды являются переменными типа RR Лиры и пульсируют благодаря каппа-механизму , а также используются как стандартные свечи .

Переменными такого типа являются все звёзды горизонтальной ветви, попадающие на полосу нестабильности. С учётом того, что на диаграммах Герцшпрунга — Рассела обычно не отмечают переменные звёзды , на ней образуется пробел Шварцшильда в той области, куда должны попадать переменные типа RR Лиры .

Горизонтальные ветви в шаровых звёздных скоплениях

Горизонтальные ветви хорошо видны на диаграммах Герцшпрунга — Рассела для шаровых звёздных скоплений . При этом в отдельных скоплениях звёзды имеют одинаковый возраст и химический состав, а значит, на горизонтальной ветви одновременно оказываются звёзды из очень узкого диапазона начальных масс. Звёзды, потерявшие большую часть оболочки, а значит, ставшие наименее массивными, на горизонтальной ветви оказываются в голубой части, и наоборот .

При изучении морфологии горизонтальной ветви она обычно делится на три части: выделяются переменные типа RR Лиры (см. выше ) и две группы звёзд — более голубые (с высокой температурой) и более красные (с низкой температурой). Распределение звёзд по частям горизонтальной ветви различается в различных звёздных скоплениях . Для описания этого распределения вводится параметр «голубизны»: ${\textstyle a={\frac {B-R}{N}}}$ , где ${\displaystyle B}$ — количество звёзд в голубой части, ${\displaystyle R}$ — в более красной, ${\displaystyle N}$ — общее количество звёзд горизонтальной ветви. Параметр меняется в диапазоне от −1 для скоплений, у которых все звёзды находятся в красной части, до 1 для скоплений, у которых все звёзды находятся в голубой части .

С этой величиной связана так называемая проблема второго параметра (или «проблема третьего параметра»). Теоретически голубизна горизонтальной ветви должна быть сильно связана с возрастом и с металличностью шаровых звёздных скоплений. Чем выше металличность звёзд, тем в более голубой области они должны находиться, а чем больше возраст скопления, тем менее массивные звёзды оказываются на горизонтальной ветви, и, как следствие, попадают в более голубую область. Несмотря на это, скопления одинакового возраста и металличности могут иметь совершенно различную морфологию горизонтальной ветви. Соответственно, неизвестный параметр (или их множество), который влияет на голубизну горизонтальной ветви, и называется «третьим параметром», либо, если зависимость от возраста считать очевидной, то «вторым параметром», что и даёт название проблеме .

Примечания

Ссылки

• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. . — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Salaris M., Cassisi S. . — Chichester: John Wiley & Sons , 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .