WikiDer > Horizontaler Zweig
Das horizontaler Ast ist eine Phase von Sternenentwicklung die unmittelbar auf die roter Riesenzweig, in Sternen mit einer Masse ähnlich der der Sonne. Setze Sterne auf den horizontalen Ast tak Heliumfusion in ihrem Kern (die Triple-Alpha-Prozess) und Wasserstofffusion in einer den Kern umgebenden Schicht (über den CNOF-Zyklus, nicht zu verwechseln mit dem Proton-Proton-Zyklus der Wasserstofffusion). Der Beginn der Kernfusion im Heliumkern an der Spitze des Roten Riesen-Zweigs bewirkt eine erhebliche Veränderung der Struktur des Sterns, was insgesamt zu einer Abnahme der Helligkeit, eine Kontraktion in der Hülle des Sterns und erhöht die Oberflächentemperatur.
Entdeckung
Sterne auf dem horizontalen Ast wurden erstmals bei der photometrischen Untersuchung von . entdeckt Kugelsternhaufen und ihr Fehlen war auffallend bei der Untersuchung von offene Sternhaufen. Der horizontale Zweig hat seinen Namen von seiner Position auf der Hertzsprung-Russell-Diagramm von Sterngruppen mit niedrigem Metallgehalt, wie Kugelsternhaufen, auf denen sie eine horizontale Linie bilden.
Evolution und Heliumblitz
Nachdem der Wasserstoff aus dem Kern des Sterns verbraucht ist, verlassen Sterne den Hauptfolge und Start Kernfusion in einer Wasserstoffschicht um ihren Heliumkern verwandeln sie sich in a roter Riese und entwickeln sich zu dem roter Riesenzweig. In Sternen mit einer Masse von weniger als 2,3 (Sonnenmasse, Symbol ich☉) besteht der Heliumkern aus entartete Materie was nicht zur Energiegewinnung beiträgt. Der Kern wächst weiter und die Temperatur steigt weiter, während die Wasserstofffusion weiterhin Helium in der umgebenden Schicht ablagert.
Als die Star mehr als 0,5 ich☉ Der Kern wird schließlich die erforderliche Temperatur erreichen, um durch den Triple-Alpha-Prozess Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen. Die Heliumfusion beginnt dann über den gesamten Kern, was zu einem sofortigen Anstieg der Temperatur und der Fusionsaktivität führt. Innerhalb weniger Sekunden zerfällt der entartete Zustand und der Kern dehnt sich aus, Heliumblitz Ursachen. Die von diesem Heliumblitz freigesetzte Energie wird von den darüberliegenden Schichten absorbiert Plasma des Sterns und ist daher außerhalb eines Sterns nicht sichtbar. Der Stern verwandelt sich jetzt in einen neuen hydrostatisches Gleichgewicht, und seine Position in der Sternentwicklung bewegt sich vom Roten Riesenzweig zum Horizontalzweig im Hertzsprung-Rusell-Diagramm.
Sterne ab etwa 2,3 ich☉ und 8 ich☉ haben größere Heliumkerne, die nicht degenerieren. Stattdessen erreichen sie die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze wo sie sich nicht mehr in einem hydrostatischen oder thermischen Gleichgewichtszustand befinden. Der Kern schrumpft und erwärmt sich bis zu dieser Grenze und dies initiiert die Heliumfusion, bevor ein entarteter Zustand eintreten kann. Auch diese Sterne werden während des Helium-Fusionsprozesses heißer, haben aber ganz andere Kernmassen und damit eine andere Leuchtkraft als Sterne auf dem horizontalen Ast. Für Sterne größer als 8 ich☉ gilt, dass diese auch ohne Heliumblitz Helium schmelzen, aber auch schwerere Elemente verbrennen, als Überriese.
Sterne verbleiben etwa 100 Millionen Jahre auf dem horizontalen Ast und nehmen allmählich an Leuchtkraft zu, genauso wie ein Stern in der Hauptreihe, wie der virales Theorem beschreibt. Wenn der Heliumkern endgültig ausgebrannt ist, setzt sich die Heliumfusion in der Hülle um den Kern herum fort, auf der asymptotischer Riesenzweig wie ein AGB-Star. Auf diesem sind die Sterne kühler und viel heller.
Sternformen am waagerechten Ast
Sterne auf dem horizontalen Ast haben alle ungefähr die gleiche Kernmasse, die aus dem Heliumblitz entstanden ist. Dies bedeutet auch, dass sie fast die gleiche Leuchtkraft haben, im Hertzsprung-Russell-Diagramm bedeutet dies eine horizontale Linie.
Die Größe und Temperatur eines Sterns auf diesem Zweig hängt von der Masse der verbleibenden Wasserstoffhülle um den Heliumkern ab. Sterne mit einer größeren Wasserstoffhülle sind kühler. Dies macht die horizontale Reihe von Sternen mit konstanter Leuchtkraft. Der Temperaturunterschied ist viel größer, wenn es sich um Sterne mit einem niedrigen Metallgehalt, also haben ältere Sternhaufen einen größeren horizontalen Ast.
Obwohl der horizontale Zweig so genannt wird, weil er hauptsächlich aus Sternen mit ungefähr gleicher absoluter Helligkeit über einen Bereich unterschiedlicher Temperaturen besteht, ist dieser Zweig in einem Farb-Helligkeits-Diagramm an seinem blauen Ende definitiv nicht horizontal. Der horizontale Zweig endet in einem blauen Schweif mit heißeren Sternen mit schwächerer Leuchtkraft, gelegentlich sogar mit einem blauen Haken extrem heißer Sterne. Der Ast ist auch unter Berücksichtigung der bolometrischen Leuchtkraft nicht horizontal, dann leuchten heißere horizontale Aststerne weniger hell als die kühleren.
Die heißesten horizontalen Zweigsterne, bekannt als der extreme horizontale Zweig, haben eine Oberflächentemperatur zwischen 20.000 und 30.000 K. Das ist viel höher, als man von einem normalen Stern mit Heliumfusion im Kern erwarten würde. Theorien zur Erklärung der Existenz dieser Sterne umfassen Wechselwirkungen mit Doppelsystemen und „verzögerte thermische Pulse“, bei denen ein thermischer Puls auftritt, den asymptotische Riesenzweigsterne regelmäßig aufweisen, nachdem die Kernfusion abgeklungen ist und der Stern in eine Phase extremen Sternwinds eintritt . befindet. Diese Sterne werden dann mit ungewöhnlichen Eigenschaften „wiedergeboren“. Dies mag zwar etwas absurd erscheinen, aber es wird erwartet, dass dies für 10% oder sogar mehr der postasymptotischen Riesenzweigsterne gilt. Es wird jedoch angenommen, dass nur bestimmte thermische Pulse diese extremen horizontalen Zweigsterne erzeugen, nachdem die Phase des planetarischen Nebels aufgetreten ist und der Zentralstern bereits zur Weißen Zwergform abgekühlt ist.
Das Loch der RR Lyrae Sterne
EIN Farbgrößendiagramm, kurz KMD, weist in der Regel eine deutliche Lücke im horizontalen Ast auf. Diese Lücke in der KMD legt fälschlicherweise nahe, dass die Sternhaufen keine Sterne an diesem Ort in der KMD. Dieses Loch befindet sich auf dem Instabilitätsstreifen, was bedeutet, dass die meisten dieser Sterne variabel sind, also eine Änderung der Leuchtkraft zeigen. Diese pulsierenden Sterne auf dem horizontalen Ast heißen RR Lyrae Sterne. Sie weisen eine Lebensdauer von bis zu 1,2 Tagen auf. Es bedarf eines umfangreichen Beobachtungsprogramms, um die tatsächliche scheinbare Helligkeit und Klassifizierung dieser Sterne zu bestimmen. Eine solche Investition ist normalerweise zu viel für eine KMD-Vermessung eines Sternhaufens. Infolgedessen werden diese Sterne in den Tabellen vieler Studien erwähnt, aber die variable Sterne aus seinen grafischen Darstellungen. Dies führt zu dem RR Lyrae Loch die man in vielen Veröffentlichungen der KMDs von Kugelsternhaufen findet.
Verschiedene Kugelsternhaufen zeigen oft unterschiedliche Formen des horizontalen Astes. Die relativen Proportionen der sternblauen Seite des RR Lyr-Lochs im Loch und der roten Seite des Lochs variieren stark von Haufen zu Haufen. Die zugrunde liegende Ursache für die unterschiedlichen Formen horizontaler Zweige ist ein altes Problem in der Astrophysik. Chemische Zusammensetzung des Sterne ist ein Faktor, (bei einem geringeren Metallgehalt sehen wir oft blauere Zweige), aber andere Merkmale wie Alter, Drehgeschwindigkeit und die Menge an Helium sind ebenfalls mögliche Ursachen. Bei Kugelsternhaufen wird dies als "Second Parameter Problem" bezeichnet, weil man Haufen mit gleichem Metallgehalt findet, jedoch mit sehr unterschiedlichen horizontalen Verzweigungen. Ein Beispiel dafür ist NGC 288 (mit sehr blauem Ast) und NGC 362 (mit einem hübschen roten). Sie sehen fast identisch aus, aber der horizontale Zweig zeigt einen unbestreitbaren Unterschied.
Siehe auch
Quellen, Anmerkungen und/oder Verweise
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