Horisontale tak
Diehorisontale tak(HT) is 'n stadium vansterevolusienet ná dierooireusetakin sterre met massas soortgelyk aan dieSons'n. HT-sterre ondergaanfusievanheliumin die kern en vanwaterstofin 'n skil om die kern. Die begin van kernheliumfusie veroorsaak aansienlike veranderings in die ster se struktuur, en dit lei tot 'n algehele afname inligsterkte,'n effens samestrekking van die steromhulsel en hoër oppervlaktemperature.
Ontdekking
[wysig|wysig bron]HT-sterre is ontdek met die eerste diep fotografiesefotometriesestudies vanbolswerms.[1][2]Dit was egter afwesig in alleoop sterreswermswat toe nog bestudeer is. Die horisontale tak word so genoem omdat HT-sterre in stergroepe met 'n laemetaalinhoud,soos bolswerms, in 'n rofweg horisontale lyn lê op 'nHertzsprung-Russell-diagram.
Omdat die sterre van 'n bolswerm almal op feitlik dieselfde afstand van dieAardeaf lê, het hulleskynbare magnitudedieselfde verhouding tot hulleabsolute magnitudeen daarom kan die eienskappe wat met die swerm se absolute magnitudes verband hou duidelik op die HR-diagram gesien word, sonder dat hulle deur afstand beïnvloed word.
Evolusie
[wysig|wysig bron]
Nadat die waterstof in 'n ster se kern op is, verlaat dit die hoofreeks en begin fusie in 'n waterstofskil om die heliumkern en word dit 'nreusesterop die rooireusetak. In sterre met 'n massa van 2,3 keer die Son s'n (2,3M☉) word die heliumkern 'n streek vanontaarde materiewat nie tot die opwekking vanenergiebydra nie. Dit hou aan groter en warmer word terwyl die fusie van waterstof in die skil nog helium toevoeg.[3]
As die ster 'n massa van meer as0,5 M☉het,[4]bereik die kern naderhand die temperatuur wat nodig is vir die fusie van helium inkoolstof.Die aanvang van heliumfusie begin regdeur die kernstreek, wat veroorsaak dat die temperatuur dadelik styg en die fusie versnel. Binne 'n paar sekondes word die kern 'n nieontaarde streek en begin dit vinnig uitsit. Die ster gaan nou in 'n nuwe toestand vanewewigen dit beweeg van die rooireusetak na die horisontale tak van die HR-diagram.[3]
Sterre met 'n aanvanklike massa van tussen2,3 M☉en8 M☉het groter heliumkerns, wat nie ontaard word nie. Hulle kern bereik dieSchoenberg-Chandrasekhar-massa,waar hulle nie meer in 'n hidrostatiese of termiese ewewig is nie. Hulle trek dan saam en word warmer, wat heliumfusie veroorsaak voordat die kern ontaard word. Dié sterre word ook warmer tydens kernheliumfusie, maar hulle het 'n ander kernmassa en dus 'n ander ligsterkte as HT-sterre. Hulle wissel in temperatuur tydens kernheliumfusie en word warmer en weer kouer voordat hulle na dieasimptotiese reusetak(ART) beweeg. Sterre met 'n massa van meer as8 M☉verbrand ook eers helium en daarna swaarderelementeas 'n rooisuperreus.[5]
Sterre bly omtent 100 miljoen jaar op die horisontale tak en word geleidelik helderder. Wanneer hulle kernhelium op is, verbrand hulle helium in 'n skil om die kern op die ART. Hier word hulle koeler en nog helderder.[3]
Verwysings
[wysig|wysig bron]- ↑ Arp, H. C.; Baum, W. A.; Sandage, A. R. (1952), "The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3",Astronomical Journal57:4–5,doi:10.1086/106674,Bibcode:1952AJ.....57....4A
- ↑ Sandage, A. R. (1953), "The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3",Astronomical Journal58:61–75,doi:10.1086/106822,Bibcode:1953AJ.....58...61S
- ↑3,03,13,2Karttunen, Hannu; Oja, Heikki (2007),Fundamental astronomy(5de ed.), Springer, p. 249,ISBN978-3-540-34143-7,https://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC&pg=PA249
- ↑"Post Main Sequence Stars".Australia Telescope Outreach and Education. Geargiveer vanafdie oorspronklikeop 20 Januarie 2013.Besoek op2 Desember2012.
- ↑Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005)."Evolution of Stars and Stellar Populations".Evolution of Stars and Stellar Populations:400.Bibcode:2005essp.book.....S.
Skakels
[wysig|wysig bron]
Hierdie artikel is in sy geheel of gedeeltelik uit dieEngelse Wikipediavertaal.
