Ramo orizzontale

Sul ramo orizzontale del diagramma Hertzsprung-Russell ci sono stelle di piccola metallici di massa media nello stato di stabili elio che brucia e idrogeno shell bruciore dopo il primo lampo elio . Il ramo orizzontale appare pronunciato nei diagrammi HR degli ammassi globulari e raffigura la fase di sviluppo stellare dopo lo sviluppo lungo il ramo rosso gigante . Il termine ramo orizzontale si riferisce all'allineamento approssimativamente orizzontale nel diagramma di Hertzsprung-Russell.

sviluppo

Diagramma colore-luminosità dell'ammasso globulare Messier 3 . Le stelle sul ramo orizzontale hanno una magnitudine apparente di circa e sono a sinistra di . Il divario RR-Lyrae nel ramo orizzontale tra e è dovuto al fatto che le stelle variabili con la loro luminosità e gli spettri non costanti non vengono mostrati${\ displaystyle V = 16}$${\ displaystyle BV = 0 {,} 7}$${\ displaystyle BV = 0 {,} 1}$${\ displaystyle BV = 0 {,} 4}$

Dopo che una stella sulla sequenza principale ha consumato l'idrogeno nel suo nucleo durante la combustione dell'idrogeno centrale , la zona di combustione dell'idrogeno si sposta verso l'esterno a forma di conchiglia. La stella reagisce espandendo la sua atmosfera e abbassando la temperatura superficiale. Nel diagramma Hertzsprung-Russell, la stella si muove lungo il gigantesco ramo rosso. Il nucleo della stella è costituito principalmente da elio e, in assenza di reazioni termonucleari, può stabilizzarsi solo attraverso un'ulteriore contrazione. Se la stella ha una massa compresa tra 0,5 e 2,2 masse solari , la temperatura e la pressione aumentano così tanto che si verifica un lampo di elio, un'accensione esplosiva dell'elio che brucia nel nucleo. La successiva combustione stabile dell'elio genera più energia e la stella si contrae di conseguenza. Il nuovo equilibrio è una luminosità 100 volte quella del sole. La temperatura della stella sul ramo orizzontale dipende dalla perdita di massa durante la fase della gigante rossa. Quando anche l'elio nel nucleo è esaurito, la stella torna a destra nel diagramma HR in direzione del ramo gigante asintotico .

RR Lyrae Stars

Le stelle RR Lyrae si trovano nel punto in cui la striscia di instabilità attraversa il ramo orizzontale . Si tratta di variabili pulsanti radialmente con periodi compresi tra 0,2 e 1,2 giorni. Nel diagramma Hertzsprung-Russell di un sistema stellare, queste stelle spesso non sono attratte, il che a quanto pare crea un gap RR-Lyrae . Nella maggior parte dei casi, non ci sono dati sufficienti per determinare il valore medio della luminosità e dello spettro, motivo per cui queste variabili non sono incluse. Dalla variazione dei periodi di queste variabili si è cercato di osservare lo sviluppo lungo il ramo orizzontale. Con una contrazione del diametro, la stella dovrebbe spostarsi a destra nell'area di temperature più elevate e quindi abbreviare il periodo di pulsazione. Ma le vibrazioni di queste stelle sono sovrapposte a una sorta di rumore bianco, quindi non c'è ancora alcuna prova della velocità di sviluppo delle stelle in questa fase di sviluppo.

Stelle del ramo orizzontale estremo

Le stelle del ramo orizzontale estremo sono un piccolo gruppo di stelle in alcuni ammassi globulari con temperature superficiali fino a 30.000 K. Si trovano all'incirca nel mezzo tra le nane bianche e le prime stelle della sequenza principale nel diagramma HR . Tra le stelle del ramo orizzontale estremo e le stelle blu normali sul ramo orizzontale c'è uno spazio con una differenza di temperatura di 10.000 K, entro il quale non si osservano stelle. Si ritiene che la causa sia che le stelle del ramo orizzontale estremo hanno un contenuto di elio superiore del 15%. Inoltre, alcune delle stelle dell'estremo ramo orizzontale appartengono alle subnane blu con i tipi spettrali sdB e sdO. Sorgono principalmente attraverso un trasferimento di massa in un sistema stellare binario mentre una stella è nella fase di una gigante rossa. Questo espone il nucleo della stella e appare come una stella blu brillante con un raggio insolitamente piccolo, una subnana blu.

Il secondo problema di parametro

La posizione del ramo orizzontale sotto forma di espansione a sinistra nel diagramma di Hertzsprung-Russell così come la luminosità delle stelle e la pendenza del ramo orizzontale è essenzialmente determinata dalla metallicità delle stelle. Oltre al contenuto di metallo delle stelle, c'è almeno un altro parametro che aiuta a determinare la posizione del ramo orizzontale, poiché i rami orizzontali degli ammassi globulari e delle galassie nane con identica metallicità differiscono l'uno dall'altro. Ci sono numerose ipotesi su quale secondo parametro sia responsabile di questo:

• l'età dell'ammasso globulare e quindi la massa delle stelle sul ramo orizzontale
• la velocità media di rotazione e la conseguente mescolanza delle stelle
• la massa totale dell'ammasso globulare
• la concentrazione dell'ammasso globulare
• la proporzione di elio nell'atmosfera della stella
• la densità nel nucleo delle stelle
• la perdita di massa nella precedente fase della gigante rossa a causa dei venti stellari

Grumo rosso

Nessun ramo orizzontale può essere osservato negli ammassi stellari ricchi di metalli. Questa è una conseguenza sia del contenuto di metalli più elevato che della bassa età delle stelle nella Popolazione I sul ramo rosso gigante, motivo per cui attualmente hanno una massa maggiore delle stelle della Popolazione II nella Via Lattea. Pertanto, dopo l'accensione della combustione centrale dell'elio, le stelle migrano solo fino a un tipo spettrale G8 III. Nel diagramma Hertzsprung-Russell, la struttura risultante è come un grumo rosso (engl. Red clump ), poiché il ramo della gigante rossa nel diagramma HR mostra un piccolo rigonfiamento. La luminosità visiva assoluta delle stelle del nodulo rosso è +1 per il tipo spettrale K2 III e aumenta solo leggermente a +0,7 per il tipo spettrale G8 III con una bassa dipendenza dalla metallicità. A causa di questa relazione luminosità-colore, le stelle del gruppo rosso vengono utilizzate anche come indicatori di distanza.

Doppi rami orizzontali

Nel caso di alcuni ammassi globulari blu ricchi di metalli come NGC 6440 e NGC 6569, le osservazioni fotometriche mostrano che il ramo orizzontale in queste associazioni stellari è costituito da due rami orizzontali separati con luminosità leggermente diversa. Poiché le file principali sono già suddivise in ammassi globulari, i doppi rami orizzontali potrebbero anche essere il risultato di due diverse popolazioni e metallicità . Secondo questo, una popolazione ha fornito il materiale originale dalla formazione degli ammassi stellari, mentre la seconda generazione è emersa dalle ceneri delle stelle massicce della prima generazione e dai residui di gas rimanenti pochi milioni di anni dopo. In alternativa, le due popolazioni potrebbero avere un contenuto di elio leggermente diverso di pochi punti percentuali o una differenza di età di circa un miliardo di anni.

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