Horizontale tak
Dehorizontale takis een fase vansterevolutiedie direct volgt op derode reuzentak,in sterren met een massa vergelijkbaar met die van de zon. Sterren op de horizontale tak ondergaanheliumfusiein hun kern (hettriple-alfaproces) enwaterstoffusiein een laag om de kern heen (via de CNOF-cyclus, niet te verwarren met deproton-protoncyclusvan waterstoffusie). De start van kernfusie in de heliumkern in het topje van de rode reuzentak veroorzaakt een substantiële verandering in de structuur van de ster, resulterend in een algehele afname inluminositeit,een krimp in het omhulsel van de ster en zal de oppervlaktetemperatuur doen toenemen.
Ontdekking
[bewerken|brontekst bewerken]Sterren op de horizontale tak werden voor het eerst ontdekt tijdens fotometrisch onderzoek vanbolvormige sterrenhopenen hun afwezigheid was opvallend bij het onderzoek vanopen sterrenhopen.De horizontale tak dankt haar naam aan de positie op hetHertzsprung-Russelldiagramvan groepen sterren met een laagmetaalgehalte,zoals bolvormige sterrenhopen, waar ze een horizontale lijn op maken.
Evolutie en heliumflits
[bewerken|brontekst bewerken]
Nadat het waterstof uit de kern van de ster is verbruikt, verlaten sterren dehoofdreeksen startenkernfusiein een waterstoflaag om hun heliumkern, ze transformeren in eenrode reusen evolueren naar derode reuzentak.In sterren met een massa kleiner dan 2,3 (zonsmassa,symboolM☉) bestaat de heliumkern uitontaarde materiewelke niet bijdraagt aan het opwekken van energie. De kern blijft groeien en toenemen in temperatuur omdat de waterstoffusie in de omliggende laag helium af blijft zetten.
Als destermeer dan 0,5M☉bezit zal de kern uiteindelijk de benodigde temperatuur bereiken voor het fuseren van helium tot koolstof door middel van het triple-alfaproces. De heliumfusie begint dan over de gehele kern, wat een onmiddellijke toename in temperatuur en fusie activiteit zal veroorzaken. Binnen een paar seconden vervalt de ontaarde toestand en zet de kern uit, wat deheliumflitsveroorzaakt. De vrijgekomen energie van deze heliumflits wordt geabsorbeerd door de bovenliggende lagenplasmavan de ster en is dus buiten een ster ook niet zichtbaar. De ster verandert nu naar een nieuwhydrostatisch evenwicht,en zijn positie in de sterevolutie verplaatst zich van de rode reuzentak naar de horizontale tak op het Hertzsprung-Ruselldiagram.
Sterren beginnend tussen ongeveer 2.3M☉en 8M☉hebben grotere heliumkernen die niet in ontaarde toestand komen. In plaats daarvan bereiken zij deSchönberg-Chandrasekhar limietwaarop zij niet langer in een hydrostatisch of thermisch evenwichtstoestand verkeren. De kern krimpt en verhit op deze limiet en hiermee komt de heliumfusie op gang voordat er een ontaarde toestand plaats kan vinden. Deze sterren worden ook heter tijdens het heliumfusie proces, echter hebben ze sterk verschillende kernmassa's en hierdoor een andere luminositeit dan sterren op de horizontale tak. Voor sterren groter dan 8M☉geldt dat deze ook helium zonder heliumflits fuseren, maar ook zwaardere elementen gaan verbranden, als eensuperreus.
Sterren blijven zo'n 100 miljoen jaar op de horizontale tak, langzamerhand toenemend in lumonisiteit, op dezelfde wijze dat een ster dit doet in de hoofdreeks, zoals hetviriaaltheoremabeschrijft. Als de heliumkern uiteindelijk is opgebrand, gaat de heliumfusie verder in de schil om de kern, op deasymptotische reuzentakals een AGB-ster. Hierop zijn de sterren koeler en veel feller in lichtkracht.
Stervormen op de horizontale tak
[bewerken|brontekst bewerken]Sterren op de horizontale tak hebben allemaal ongeveer dezelfde kernmassa, geboren uit de heliumflits. Dit betekent ook dat ze bijna dezelfde lichtkracht vertonen, op het Hertzsprung-Russelldiagram betekent dit een horizontale lijn.
De grootte en temperatuur van een ster op deze tak hangt af van de massa van de overgebleven waterstofschil om de heliumkern. Sterren met een grotere waterstofschil zijn koeler. Dit maakt de horizontale lijn van sterren met een constante luminositeit. Het verschil in temperatuur is veel groter wanneer het sterren betreft met een laagmetaalgehalte,dus hebben oudere sterrenhopen een grotere horizontale tak.
Alhoewel de horizontale tak zo genaamd is omdat deze hoofdzakelijk bestaat uit sterren met ongeveer dezelfde absolute magnitude over een gebied van verschillende temperaturen, in een grafiek van kleur-magnitude, is deze tak bepaald niet meer horizontaal in het blauwe uiteinde ervan. De horizontale tak eindigt in een blauw staartje met hetere sterren met een zwakkere lichtkracht, af en toe zelfs met een blauw haakje van extreem hete sterren. De tak is ook niet horizontaal wanneer de bolometrische lichtkracht in acht wordt genomen, dan zijn hetere horizontale tak sterren minder lumineus dan de koelere.
De heetste horizontale tak sterren, bekend als de extreme horizontale tak, hebben een oppervlaktetemperatuur tussen de 20.000 en 30.000 K. Dit is veel hoger dan wat men verwacht van een normale ster met heliumfusie in de kern. Theorieën om het bestaan van deze sterren te verklaren zijn onder meer binaire systeem interacties en 'verlate thermische pulsen', waarbij een thermische puls, die asymptotische reuzentak sterren regelmatig vertonen, plaatsvindt nadat de kernfusie is uitgedoofd en de ster zich in een fase van extreme sterrenwind bevindt. Deze sterren worden dan 'herboren' met ongewone eigenschappen. Ondanks dat dit wat absurd aandoet, wordt verwacht dat dit geldt voor 10% of zelfs meer van de post-asymptotische reuzentaksterren. Ondanks dat wordt verondersteld dat alleen specifieke thermische pulsen deze extreme horizontale tak sterren kunnen maken, nadat de planetaire nevelfase heeft plaatsgevonden en de centrale ster reeds aan het afkoelen is naar de witte dwergvorm.
Het gat van de RR Lyrae sterren
[bewerken|brontekst bewerken]
Eenkleur-magnitude-diagram,kortweg een KMD, toont over het algemeen een duidelijk gat in de horizontale tak. Dit gat in het KMD suggereert ten onrechte dat desterrenhoopgeen sterren op deze plek in het KMD heeft. Dit gat ligt op de instabiliteitsstrip, wat betekent dat de meeste van deze sterren variabel zijn, dus een verandering vertonen in lichtkracht. Deze pulserende sterren op de horizontale tak noemt menRR Lyrae sterren.Ze vertonen een periode van tot 1,2 dagen. Er is een behoorlijk observatieprogramma voor nodig om de daadwerkelijke schijnbare helderheid en classificatie van deze sterren te kunnen bepalen. Zo'n investering is meestal te veel gevraagd van een KMD-onderzoek van een sterrenhoop. Hierdoor worden deze sterren wel in de tabellen vermeld van menig onderzoek, maar blijven devariabele sterrenuit de grafische weergaven hiervan. Dit resulteert in hetRR Lyrae-gatdat men in veel publicaties terugvindt van de KMD's van bolvormige sterrenhopen.
Verschillende bolvormige sterrenhopen vertonen vaak verschillende vormen van de horizontale tak. De relatieve proporties van de sterren blauwe kant van het RR Lyr gat, in het gat, en de rode kant van het gat variëren scherp van hoop tot hoop. De onderliggende oorzaak van de verschillende vormen van horizontale takken is een oud probleem in deastrofysica.Chemische opmaak van desterrenis een factor, (met een lager metaalgehalte zien we vaak blauwere takken), maar andere eigenschappen zoals leeftijd,rotatiesnelheiden de hoeveelheid helium zijn ook mogelijke oorzaken. Dit noemt men het "Second Parameter Problem" (Tweede eigenschap probleem) voor bolvormige sterrenhopen, omdat men hopen aantreft waarvan het metaalgehalte hetzelfde is, met toch heel verschillende horizontale takken. Een voorbeeld hiervan isNGC 288(met een erg blauwe tak) enNGC 362(met een vrij rode). Ze lijken vrijwel identiek maar de horizontale tak toont een niet te ontkennen verschil.
- Dit artikel of een eerdere versie ervan is een (gedeeltelijke) vertaling van het artikelHorizontal branchop de Engelstalige Wikipedia, dat onder de licentieCreative Commons Naamsvermelding/Gelijk delenvalt. Zie debewerkingsgeschiedenisaldaar.
·
·