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水平分支

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球狀星團M5赫羅圖。水平分支以黃色標示,天琴座RR型變星以綠色標示,還有較明亮的紅巨星分支英语red-giant branch恆星以紅色標示。

' 水平分支HB)是質量與太陽相似的恆星緊接在紅巨星分支英语red giant branch後面的一個恆星演化階段。水平分支恆星的能量是通過在核心的氦融合(三氦反應)和圍繞著核心的一圈氣體的氫融合碳氮氧循環)。在恆星核心的氦融合開始之際,進入紅巨星分支前端的恆星結構產生巨大的變化,導致整體光度的減少,恆星外殼的收縮使表面達到更高的溫度。

發現[编辑]

水平分支的恆星是在研究球狀星團光度的第一張深度攝影的影像中發現的[1][2],並且值得注意的是不存在於當時已經研究過的所有疏散星團中。所以命名為水平分支是因為這些低金屬量的恆星集團,像是球狀星團,HB恆星位於色-光圖(CMD)上大致是水平的排列。

發展[编辑]

顯示水平分支和宏群聚的類太陽恆星演化軌跡。

在耗盡它們核心的氫燃料之後,恆星離開主序帶並開始核心周圍氫殼中的氫融合,並成為紅巨星分支英语red giant branch巨星。恆星質量未達到太陽2.3倍以上的,氦核心成為簡併物質的區域,不再能提供能量。但因為在氣體殼層的氫融合,使氦核持續成長,溫度也繼續增加[3]

如果恆星的質量超過0.5太陽質量[4],核心的溫度最終會達到3α反應所需的溫度使氦成為氦融合的啟動始於核心區域,這將導致立即的溫度上升,並迅速加速融合。在幾秒鐘內,核心成為非簡併物質英语non-degenerate,並且快速的膨脹,產生稱為氦閃的事件。非簡併態的核心能更順利的啟動核融合,並且不會發生氦閃。這個事件的輸出會被上面的電漿層吸收,所以從外部看步道這個效果。恆星現在達成了一個新的流體靜力平衡狀態,其演化路徑從赫羅圖紅巨星分支英语red giant branch(RGB)切換到水平分支[3]

初始質量在2.3 M至8 M之間的恆星,有更大的氦核,並且不會成為簡併態。相反的,它們的核心會達到舍恩伯格-錢德拉塞卡質量英语Schoenberg-Chandrasekhar limit,不再維持流體靜力或熱平衡。它們然後會收縮並且加熱,在核心成為簡併態之前便觸發氦融合。這星恆星在核心的氦融合過程中也會變得更熱,但它們有不同的核心質量,因此光度會與水平分支的恆星不同。它們在核心的氦融合過程中的溫度變化,會在移動到漸近巨星分支之前執行一個藍迴圈。質量比約8 M更大的恆星 也能順利的點燃它們核心的氦,並繼續燃燒較重的元素成為紅巨星 [5]

恆星在水平分支上逗留約1億年,如同維里定理顯示的一樣,它們也會以與在主序列上的恆星一樣的方式慢慢的變得更加明亮。當它們在核心的氦也耗盡時,他們就會在漸近巨星分支(AGB)的氦殼層燃燒過程中前進。在AGB,它們慢慢的變得涼爽和更加明亮[3]

水平分支形態[编辑]

在水平分支的恆星有大致相同的核心質量,接著會發生氦閃。這意味著它們有著非常相似的光度,並且在赫羅圖上繪製出的視星等分支是水平的。

恆星的大小和溫度取決於氦核周圍的氫包絡質量,有越大氫包層的恆星會越涼爽。這就產生了恆星沿著水平分支有著一定的光度。在低金屬量下,溫度變化效應較強,所以老星簇的水平分支通常更為明顯。

雖然水平分支的命名得自於在所跨越的溫度範圍內由有相近絕對星等的大量恆星組成,而位於色-光圖上的水平線上,該分支在藍色端沒有水平。因為藍色星的溫度較高並有著較低的光度,而是以"藍色尾巴"結束,偶爾極熱的恆星還帶有"藍鉤"。當繪製總光度圖時,它也不是水平的,越熱的水平分支恆星光度會比冷的水平分支恆星低。

最熱的水平分支恆星,稱為極端水平分支,有20,000-30,000k的溫度。這遠遠的超出了正常核心氦燃燒的預期。解釋這些恆星的理論包括連興的交互作用和在核融合停止和恆星進入超級星風階段之後,漸近巨星分支(AGB)恆星經常經歷和發生的熱脈衝:"後期熱脈衝"。這些再"重生"的恆星具有不尋常的特性。 儘管這是一個奇怪卻冠冕堂皇的過程,預計會有10%或更多的AGB恆星會發生;雖然被認為只有特別晚期的熱脈衝創造出極端水平分支恆星,在行星狀星雲階段之後,在中心的白矮星已經開始降溫了。

天琴座RR縫隙[编辑]

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ Arp, H. C.; Baum, W. A.; Sandage, A. R., The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3, Astronomical Journal, 1952, 57: 4–5, Bibcode:1952AJ.....57....4A, doi:10.1086/106674 
  2. ^ Sandage, A. R., The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3, Astronomical Journal, 1953, 58: 61–75, Bibcode:1953AJ.....58...61S, doi:10.1086/106822 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 Karttunen, Hannu; Oja, Heikki, Fundamental astronomy 5th, Springer: 249, 2007, ISBN 3-540-34143-9 
  4. ^ Post Main Sequence Stars. Australia Telescope Outreach and Education. [2 December 2012]. 
  5. ^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Evolution of Stars and Stellar Populations. Evolution of Stars and Stellar Populations. 2005: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.