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Diagrama de Hertzsprung-Russell para el cúmulo globular M5 , con la rama horizontal marcada en amarillo, las estrellas RR Lyrae en verde y algunas de las estrellas de ramas gigantes rojas más luminosas en rojo

La rama horizontal ( HB ) es una etapa de evolución estelar que sigue inmediatamente a la rama gigante roja en estrellas cuyas masas son similares a las del Sol . Las estrellas de rama horizontal son impulsadas por la fusión de helio en el núcleo (a través del proceso triple-alfa) y por la fusión de hidrógeno (a través del ciclo CNO ) en una capa que rodea el núcleo. El inicio de la fusión del núcleo de helio en la punta de la rama del gigante rojo provoca cambios sustanciales en la estructura estelar , lo que resulta en una reducción general de la luminosidad., alguna contracción de la envoltura estelar, y la superficie alcanza temperaturas más altas.

Descubrimiento [ editar ]

Las estrellas de ramas horizontales se descubrieron con los primeros estudios fotométricos fotográficos profundos de los cúmulos globulares [1] [2] y se destacaron por estar ausentes en todos los cúmulos abiertos que se habían estudiado hasta ese momento. La rama horizontal se llama así porque en las colecciones de estrellas de baja metalicidad , como los cúmulos globulares , las estrellas HB se encuentran a lo largo de una línea aproximadamente horizontal en un diagrama de Hertzsprung-Russell.. Debido a que las estrellas de un cúmulo globular están todas esencialmente a la misma distancia de nosotros, sus magnitudes aparentes tienen todas la misma relación con sus magnitudes absolutas y, por lo tanto, las propiedades relacionadas con la magnitud absoluta son claramente visibles en un diagrama HR confinado a estrellas de ese cúmulo, no difuso por la distancia y, por lo tanto, las incertidumbres de magnitud.

Evolución [ editar ]

La trayectoria evolutiva de una estrella similar al sol, que muestra la rama horizontal y la región del grupo rojo.

Después de agotar su núcleo de hidrógeno, las estrellas abandonan la secuencia principal y comienzan a fusionarse en una capa de hidrógeno alrededor del núcleo de helio y se convierten en gigantes en la rama del gigante rojo . En estrellas con masas de hasta 2,3 veces la masa del Sol, el núcleo de helio se convierte en una región de materia degenerada que no contribuye a la generación de energía . Continúa creciendo y aumentando de temperatura a medida que la fusión de hidrógeno en la capa aporta más helio . [3]

Si la estrella tiene más de aproximadamente 0,5 masas solares , [4] el núcleo finalmente alcanza la temperatura necesaria para la fusión del helio en carbono a través del proceso triple alfa . El inicio de la fusión del helio comienza en la región del núcleo, lo que provocará un aumento inmediato de la temperatura y un rápido aumento en la velocidad de fusión . En unos pocos segundos, el núcleo se vuelve no degenerado y se expande rápidamente, produciendo un evento llamado destello de helio.. Los núcleos no degenerados inician la fusión con más suavidad, sin destellos. La salida de este evento es absorbida por las capas de plasma de arriba, por lo que los efectos no se ven desde el exterior de la estrella. La estrella ahora cambia a un nuevo estado de equilibrio , y su camino evolutivo cambia de la rama de gigante roja (RGB) a la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell . [3]

Las estrellas inicialmente entre aproximadamente 2,3  M ☉ y 8  M ☉ tienen núcleos de helio más grandes que no se degeneran. En cambio, sus núcleos alcanzan la masa de Schoenberg-Chandrasekhar en la que ya no están en equilibrio hidrostático o térmico. Luego se contraen y se calientan, lo que desencadena la fusión del helio antes de que el núcleo se degenere. Estas estrellas también se calientan más durante la fusión del núcleo de helio, pero tienen diferentes masas centrales y, por lo tanto, diferentes luminosidades de las estrellas HB. Varían en temperatura durante la fusión de helio del núcleo y realizan un bucle azul antes de pasar a la rama gigante asintótica. Estrellas más masivas que unos 8  M ☉también encienden su núcleo de helio sin problemas, y también pasan a quemar elementos más pesados ​​como una supergigante roja . [5]

Las estrellas permanecen en la rama horizontal durante unos 100 millones de años, volviéndose lentamente más luminosas de la misma manera que las estrellas de la secuencia principal aumentan la luminosidad como muestra el teorema del virial . Cuando su núcleo de helio finalmente se agota, progresan a la combustión de una capa de helio en la rama gigante asintótica (AGB). En el AGB se vuelven más fríos y mucho más luminosos. [3]

Morfología de la rama horizontal [ editar ]

Las estrellas en la rama horizontal tienen masas centrales muy similares, siguiendo el destello de helio. Esto significa que tienen luminosidades muy similares, y en un diagrama de Hertzsprung-Russell trazado por magnitud visual, la rama es horizontal.

El tamaño y la temperatura de una estrella HB dependen de la masa de la envoltura de hidrógeno que queda alrededor del núcleo de helio. Las estrellas con envolturas de hidrógeno más grandes son más frías. Esto crea la propagación de estrellas a lo largo de la rama horizontal con luminosidad constante. El efecto de variación de temperatura es mucho más fuerte a menor metalicidad , por lo que los racimos viejos suelen tener ramas horizontales más pronunciadas. [6]

Aunque la rama horizontal se nombra porque está formada principalmente por estrellas con aproximadamente la misma magnitud absoluta en un rango de temperaturas, que se encuentran en una barra horizontal en un diagrama de color-magnitud, la rama está lejos de ser horizontal en el extremo azul. La rama horizontal termina en una "cola azul" con estrellas más calientes que tienen menor luminosidad, ocasionalmente con un "gancho azul" de estrellas extremadamente calientes. Tampoco es horizontal cuando se traza mediante luminosidad bolométrica, siendo las estrellas de rama horizontal más calientes menos luminosas que las más frías. [7]

Las estrellas de rama horizontal más calientes, denominadas rama horizontal extrema, tienen temperaturas de 20 000 a 30 000 K. Esto está mucho más allá de lo que se esperaría de una estrella de helio con núcleo normal. Las teorías para explicar estas estrellas incluyen interacciones binarias y "pulsos térmicos tardíos", donde un pulso térmico que las estrellas de ramas gigantes asintóticas (AGB) experimentan regularmente, ocurre después de que la fusión ha cesado y la estrella ha entrado en la fase de superviento. [8] Estas estrellas "nacen de nuevo" con propiedades inusuales. A pesar del proceso de sonido extraño, se espera que esto ocurra para el 10% o más de las estrellas post-AGB, aunque se cree que solo los pulsos térmicos particularmente tardíos crean estrellas de ramas horizontales extremas, después de la fase nebular planetaria y cuando la estrella central ya se está enfriando hacia una enana blanca. [9]

La brecha RR Lyrae [ editar ]

Diagrama de Hertzsprung-Russell para el cúmulo globular M3

Los CMD de cúmulos globulares ( diagramas de color y magnitud ) generalmente muestran ramas horizontales que tienen un espacio prominente en el HB. Esta brecha en el CMD sugiere incorrectamente que el cúmulo no tiene estrellas en esta región de su CMD. La brecha se produce en la franja de inestabilidad , donde se encuentran muchas estrellas pulsantes . Estas estrellas pulsantes de rama horizontal se conocen como estrellas variables RR Lyrae y obviamente son variables en brillo con períodos de hasta 1,2 días. [10]

Requiere un programa de observación extendido para establecer la verdadera magnitud y color aparentes (es decir, promediados durante un período completo) de la estrella . Por lo general, un programa de este tipo está más allá del alcance de una investigación del diagrama de color y magnitud de un conglomerado. Debido a esto, mientras que las estrellas variables se anotan en tablas del contenido estelar de un cúmulo de dicha investigación, estas estrellas variables no se incluyen en la presentación gráfica del CMD del cúmulo porque no se dispone de datos adecuados para trazarlas correctamente. Esta omisión a menudo da como resultado la brecha RR Lyrae que se observa en muchos CMD de cúmulos globulares publicados. [11]

Los diferentes cúmulos globulares a menudo muestran diferentes morfologías HB , lo que significa que las proporciones relativas de estrellas HB que existen en el extremo más caliente de la brecha RR Lyr, dentro de la brecha y en el extremo más frío de la brecha varían considerablemente de un cúmulo a otro. La causa subyacente de las diferentes morfologías de HB es un problema de larga data en la astrofísica estelar . La composición química es un factor (generalmente en el sentido de que más grupos pobres en metales tienen HBs más azules), pero también se ha sugerido que otras propiedades estelares como la edad , la rotación y el contenido de helio afectan la morfología de HB. A esto se le ha llamado a veces el "Problema del segundo parámetro" para los cúmulos globulares , porque existen pares de cúmulos globulares que parecen tener la misma metalicidad pero tienen morfologías de HB muy diferentes; uno de esos pares es NGC 288 (que tiene un HB muy azul) y NGC 362 (que tiene un HB bastante rojo). La etiqueta "segundo parámetro" reconoce que algún efecto físico desconocido es responsable de las diferencias morfológicas de HB en grupos que, por lo demás, parecen idénticos. [7]

Relación con el grupo rojo [ editar ]

Una clase relacionada de estrellas son los gigantes agrupados , los que pertenecen al llamado grupo rojo , que son las contrapartes de la población I relativamente más jóvenes (y por lo tanto más masivas ) y generalmente más ricas en metales de las estrellas HB (que pertenecen a la población II ). . Tanto las estrellas HB como los gigantes aglutinantes fusionan helio con carbono en sus núcleos, pero las diferencias en la estructura de sus capas externas dan como resultado que los diferentes tipos de estrellas tengan diferentes radios, temperaturas efectivas y color . Dado que el índice de colores la coordenada horizontal en un diagrama de Hertzsprung-Russell , los diferentes tipos de estrellas aparecen en diferentes partes del CMD a pesar de su fuente de energía común . En efecto, el grupo rojo representa un extremo de la morfología de la rama horizontal: todas las estrellas están en el extremo rojo de la rama horizontal y puede ser difícil distinguirlas de las estrellas que ascienden por la rama de la gigante roja por primera vez. [12]

Referencias [ editar ]

  1. ^ Arp, HC ; Baum, WA; Sandage, AR (1952), "Los diagramas HR para los cúmulos globulares M 92 y M 3", Astronomical Journal , 57 : 4-5, Bibcode : 1952AJ ..... 57 .... 4A , doi : 10.1086 / 106674
  2. ^ Sandage, AR (1953), "El diagrama de magnitud de color para el cúmulo globular M 3", Astronomical Journal , 58 : 61–75, Bibcode : 1953AJ ..... 58 ... 61S , doi : 10.1086 / 106822
  3. ^ a b c Karttunen, Hannu; Oja, Heikki (2007), Astronomía fundamental (5ª ed.), Springer, p. 249, ISBN 978-3-540-34143-7
  4. ^ "Publicar estrellas de secuencia principal" . Extensión y educación del telescopio de Australia . Consultado el 2 de diciembre de 2012 .
  5. ^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). "Evolución de estrellas y poblaciones estelares" . Evolución de las estrellas y de Poblaciones Estelares : 400. bibcode : 2005essp.book ..... S .
  6. ^ Rudolf Kippenhahn; Alfred Weigert; Achim Weiss (31 de octubre de 2012). Estructura estelar y evolución . Springer Science & Business Media. págs. 408–. ISBN 978-3-642-30304-3.
  7. ^ a b Lee, Young-Wook; Demarque, Pierre; Zinn, Robert (1994). "Las estrellas de rama horizontal en cúmulos globulares. II. El fenómeno del segundo parámetro". El diario astrofísico . 423 : 248. Bibcode : 1994ApJ ... 423..248L . doi : 10.1086 / 173803 .
  8. ^ Randall, SK; Calamida, A .; Fontaine, G .; Bono, G .; Brassard, P. (2011). "SUBDWARFS PULSANDO RÁPIDAMENTE EN ω CENTAURI: ¿UNA NUEVA RAYA DE INESTABILIDAD EN LA RAMA HORIZONTAL EXTREMA?" . El diario astrofísico . 737 (2): L27. Código bibliográfico : 2011ApJ ... 737L..27R . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 737/2 / L27 .
  9. ^ Jeffery, CS (2008). "Estrellas deficientes en hidrógeno: una introducción". Estrellas deficientes en hidrógeno . 391 : 3. Código Bibliográfico : 2008ASPC..391 .... 3J .
  10. ^ Asociación americana de observadores de estrellas variables . "Tipos de variables" . Consultado el 12 de marzo de 2011 .
  11. ^ David Stevenson (9 de mayo de 2015). Las vidas complejas de los cúmulos estelares . Saltador. págs. 70–. ISBN 978-3-319-14234-0.
  12. ^ Hannu Karttunen; Pekka Kröger; Heikki Oja; Markku Poutanen; Karl Johan Donner (9 de agosto de 2007). Astronomía fundamental . Springer Science & Business Media. págs. 249–. ISBN 978-3-540-34144-4.