Rama horizontal

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El diagrama HR del cúmulo globular M5 . La rama horizontal está resaltada en amarillo, las variables RR Lyrae en verde, mientras que algunas de las gigantes rojas más brillantes están en rojo.

La rama horizontal (o bracco horizontal o HB , acrónimo de la rama horizontal en inglés) es una etapa en la evolución de las estrellas de masa media y pequeña, que sigue a la de la rama de las gigantes rojas . La ignición del helio , que se produce en las estrellas que alcanzan el vértice de la rama de gigante roja, determina una modificación sustancial de la estructura estelar que se traduce en una disminución del brillo , en la contracción de la estrella y en un consecuente aumento de la temperatura superficial. . Las estrellas de la rama horizontal obtienen su energía de la fusión de helio en carbono en el núcleo y de la fusión de hidrógeno en helio en una capa que rodea el núcleo [1] [2] .

La rama horizontal se descubrió mediante el estudio de la fotometría de los cúmulos globulares [3] [4] , mientras que estaba ausente en la de los cúmulos abiertos que se habían estudiado hasta entonces. La rama horizontal deriva su nombre del hecho de que en los cúmulos de estrellas de baja metalicidad , como los cúmulos globulares, las estrellas de la rama están dispuestas en una línea más o menos horizontal en el diagrama HR [5] .

Evolución

En estrellas de secuencia principal de masa media y pequeña, la fusión de hidrógeno en helio aumenta constantemente la concentración de helio en el núcleo. La velocidad de este proceso está determinada por varios factores, pero el principal es la masa de la propia estrella. Cuando la concentración de helio alcanza un cierto límite, el núcleo ya no puede sostener reacciones nucleares , que por lo tanto migran a una capa fuera del núcleo [6] . En estrellas con una masa menor que 2 M [7] el núcleo se degenera y no contribuye a la producción de energía , pero continúa aumentando su masa y su temperatura a medida que la fusión del hidrógeno en la capa produce nuevo helio[8] .

Si la estrella tiene una masa de al menos 0.5 M [9] , el núcleo en un cierto punto alcanza temperaturas adecuadas para la fusión del helio en carbono mediante el proceso de tres alfa . La ignición del helio se produce en una región del núcleo y produce un aumento inmediato de la temperatura. En la materia no degenerada, un aumento de temperatura provoca un aumento de la presión del gas y su expansión. Sin embargo, en materia degenerada, el aumento de temperatura no se traduce en un aumento de presión, por lo que el núcleo no se expande inicialmente. Pero dado que, además, la eficiencia del proceso de tres alfa depende exponencialmente de la temperatura, el aumento de temperatura provoca un aumento muy rápido de las reacciones de fusión, que a su vez producen un nuevo aumento de temperatura y una mayor aceleración de las reacciones de fusión. . En consecuencia, el flash de helio libera una gran cantidad de energía en unos pocos segundos, que sin embargo es absorbida por el plasma que rodea el núcleo y solo da como resultado la expansión de la capa de hidrógeno no degenerado que rodea al núcleo, sin producir efectos visibles en el exterior. de la estrella. Cuando, en muy poco tiempo, la temperatura central alcanza 3 × 10 8 K , la presión térmica se vuelve dominante y esto elimina el estado degenerado del núcleo, que por lo tanto se expande, disminuyendo así su temperatura y su producción de energía [10] .

Tras el destello de helio, la estrella alcanza un nuevo equilibrio . Dado que la estrella tiende a conservar su energía total y, por tanto, tanto su energía potencial gravitacional como su energía térmica , cada contracción del núcleo debe ir acompañada de una expansión de las superficies de la estrella para conservar la energía potencial gravitacional total. además, un aumento de la temperatura central debe corresponder a una disminución de la temperatura de las superficies para conservar la energía térmica total [2] [11] [12] . La expansión del núcleo tras el destello de helio y la consiguiente disminución de la temperatura corresponden, por tanto, a una contracción del volumen total de la estrella y a un aumento de la temperatura de su superficie. Luego, la estrella migra a un área del diagrama HR más cercana a la secuencia principal, incluso si su luminosidad es mucho mayor que la de las estrellas de la secuencia principal de masa correspondiente [13] . Se dice que las estrellas de masa media y pequeña que fusionan helio en carbono en sus núcleos e hidrógeno en helio en una capa que rodea el núcleo ya no pertenecen a la rama gigante roja, sino a la rama horizontal. El nombre de rama horizontal deriva del hecho de que las estrellas en esta fase evolutiva ocupan una franja más o menos horizontal en el diagrama HR de cúmulos de estrellas de baja metalicidad, como los cúmulos globulares[8] .

Morfología de la rama horizontal

Un dígrafo de magnitud de color del cúmulo globular M3 . La rama horizontal se encuentra más o menos a la altura de V = 16 a la izquierda de BV = 0,7. La brecha en la rama horizontal entre BV = 0.1 y BV = 0.4 es solo aparentemente sin estrellas, pero en realidad está poblada por variables RR Lyrae que generalmente, debido a su variabilidad, no están adecuadamente representadas en diagramas como el de la figura. A la izquierda de la brecha están los gigantes azules que pertenecen a la rama horizontal.

La morfología de la rama horizontal se deriva del hecho de que todas las estrellas de masa media o pequeña (< 2 M ) tienen un núcleo de igual masa (aprox. 0.45 M ) [10] y por lo tanto todos tienden a tener el mismo brillo (entre 20 y 50 L ) [1] . La diferente temperatura de la superficie y, en consecuencia, su diferente color se debe a otros factores.

El extremo derecho de la rama horizontal tiende a superponerse con la rama gigante roja y apenas se distingue de ella. Esta sección de la rama se llama en inglés red clump (literalmente: Red Group) [14] . Está poblado por estrellas relativamente masivas y ricas en metales [15] . Al ser masiva, la envoltura de hidrógeno que rodea el núcleo es más gruesa y la estrella es más grande.

En cambio, el extremo izquierdo de la rama está poblado por estrellas pobres en metales [16] y de menor masa que las del extremo derecho. Al ser menos masivo, la envoltura de hidrógeno que rodea el núcleo es más delgada y la estrella es de menor tamaño. La mayor delgadez de la capa de hidrógeno y su menor opacidad debido a la pobreza de los metales [16] hacen que estas estrellas tengan temperaturas superficiales superiores a las del extremo derecho de la rama, tanto que pueden clasificarse como gigantes azules. [14] . De hecho, se colocan en las proximidades de la secuencia principal, incluso si son mucho más brillantes que las estrellas de la secuencia principal que tienen la misma masa que ellas.

Los diagramas de HR de los cúmulos globulares a menudo tienen una rama horizontal con un espacio notable entre los extremos derecho e izquierdo, lo que podría sugerir incorrectamente que no hay estrellas poblando esta área del diagrama de HR. De hecho, la franja de inestabilidad cruza la rama horizontal precisamente en su parte central, por lo que las estrellas de esta región pulsan y son variables , en particular RR Lyrae variables [16] . Estas son estrellas con una masa pequeña a mediana (aprox. 0,7 M ) [17] y población II [18] . Tienen períodos de 0,2-1,1 días [17] y su brillo varía de 0,2 a 2 magnitudes [17] . Se requieren largos períodos de observación dedicados para establecer el brillo promedio de una estrella variable, que son impensables en la reconstrucción de diagramas de HR de cúmulos globulares completos. En consecuencia, las estrellas variables generalmente se excluyen de las representaciones gráficas de los cúmulos en los diagramas, debido a la escasez de datos disponibles. Por lo tanto, el vacío que es muy a menudo visible entre los dos extremos de la rama en muchos gráficos de HR de cúmulos globulares [19] .

Factores que determinan la morfología de la rama.

El rastro evolutivo de una estrella similar al Sol. Tenga en cuenta la relación entre la rama horizontal y el grupo rojo

Los dos factores fundamentales que configuran la morfología de la rama horizontal son la masa de las estrellas que la componen y su metalicidad. En estrellas con metalicidad solar o superior, la presencia de elementos pesados ​​produce una opacidad de la envoltura de hidrógeno, que acaba por estirarla independientemente de su masa. En consecuencia, estas estrellas tienden a tener temperaturas superficiales relativamente bajas y a formar parte del grupo rojo [1] . Si, por el contrario, las estrellas tienen menor metalicidad, como ocurre con las pertenecientes a cúmulos globulares, entonces tienden a ocupar diferentes posiciones en la rama en función de la masa, teniendo las más masivas en la sección derecha de la rama y en el los menos masivos en la sección izquierda [2] . La morfología de la rama varía de un cúmulo globular a otro, dependiendo de la porción de estrellas que ocupan los dos extremos y el área de las variables RR Lyrae.

Los factores que determinan las diferencias en las morfologías de la rama horizontal de los cúmulos globulares representan un problema de larga data de la astrofísica estelar. Como se mencionó, la composición química es un factor, teniendo los cúmulos globulares más pobres en metales las ramas horizontales más desplazadas hacia el azul [2] . Sin embargo, existen pares de cúmulos globulares que tienen la misma metalicidad pero distintas morfologías de la rama horizontal: un ejemplo es el par formado por NGC 288 (que tiene una rama horizontal muy azul) y NGC 362 (que tiene bastante rojo) [20 ] .

Por lo tanto, debe existir lo que se ha llamado un "segundo parámetro", que es responsable de la diferente disposición de las estrellas en la rama para la misma metalicidad [21] . Una de las propuestas fue identificar el segundo parámetro con rotación estelar . La idea es que diferentes velocidades de rotación tienen poca influencia en la evolución de una estrella cuando está en la secuencia principal, pero que adquieren importancia cuando alcanzan el vértice de la rama gigante roja, si el núcleo de helio degenerado, al contraerse, acelera su velocidad de rotación, diferenciándola de la de la superficie estelar. Una velocidad de rotación más rápida del núcleo puede retrasar el destello de helio y permitir que la estrella ascienda más en la rama gigante roja, perdiendo más masa. Cuando se dispara el destello de helio, la estrella, al ser menos masiva, se posicionará en el área azul de la rama horizontal. Si no interviene el fenómeno de rotación diferencial, la estrella perderá menos masa y se posicionará en la zona roja de la rama [1] .
Sin embargo, existen hipótesis alternativas con respecto al segundo parámetro, que lo identifican bien con la edad del cúmulo globular (los cúmulos globulares más antiguos tendrían una rama horizontal más azul), o con el contenido de helio (un contenido más alto haría la rama más azul). ) [21] o con abundancia de otros elementos químicos [16] . Es probable que más de uno de estos factores desempeñe un papel en la determinación de la morfología de la rama horizontal [16] [21] .

El extremo azul de la rama horizontal.

El extremo izquierdo de la rama horizontal, formado por las estrellas más calientes y por tanto el color más azul, tiene unas características peculiares y aún no se comprenden del todo. Primero, este extremo de la rama es muy largo y se extiende más allá de la secuencia principal, a su izquierda, a temperaturas muy altas ( 20.000 - 40.000 K ), tanto que estas estrellas se clasifican como estrellas subenanas [22] . En segundo lugar, la rama occidental suele terminar con una "cola azul", formada por estrellas calientes que tienen una luminosidad menor que las otras pertenecientes a la rama, o con un "gancho azul", formado por estrellas que tienen una luminosidad superior a las que pertenecen a la rama. [23] . La extremidad azul de la rama, llamada "rama horizontal extendida" (en inglés Extended Horizontal Branch ) o "extreme horizontal branch" (en inglés Extreme Horizontal Branch , abreviado con EHB) [24] está poblada por estrellas con temperaturas mucho más altas que se esperaría de una estrella normal que fusiona helio en su núcleo. Por tanto, se han propuesto varias teorías para explicar su formación.

Buena parte de las estrellas que pueblan el EHB se interpretan como estrellas que fusionan helio en carbono en sus núcleos y que han perdido casi por completo su envoltura de hidrógeno. En este sentido, son similares a las estrellas Wolf-Rayet, aunque son mucho menos masivas y brillantes que estas últimas. De hecho, sus promedios de masa alrededor 0,5 M [25] . Se han propuesto varias razones por las que una estrella en esta etapa puede perder cantidades tan grandes de hidrógeno. Se ha observado que las estrellas de EHB pertenecen a un porcentaje mayor de lo normal en sistemas dobles [25] . Una hipótesis es que la estrella EHB luego transfirió una gran parte de su envoltura a su compañera durante su ascenso a lo largo de la rama de las gigantes rojas [25] . Sin embargo, un número significativo de estrellas pertenecientes al EHB son ciertamente únicas y la explicación de su evolución es más problemática. Un posible escenario es el de la fusión de dos enanas blancas de helio que vuelven a encender las reacciones de fusión [25] . Otros escenarios hipotéticos son la fusión de una gigante roja con una estrella de baja masa o con una enana marrón , lo que conduciría a una aceleración del movimiento de rotación del gigante y la consiguiente pérdida de masa [25] , o la fusión de una enana blanca. helio con una estrella de baja masa que derrite hidrógeno, lo que daría lugar a una estrella compuesta principalmente de helio con una fina envoltura de hidrógeno [25] . También se han propuesto escenarios que no prevén la interacción de dos estrellas, sino evoluciones estelares atípicas , que prevén una gran pérdida de masa durante la fase de gigante roja, debido a una rápida rotación y un intenso viento estelar , y consecuente helio. flash que acaba mezclando la fina capa de hidrógeno que queda con el material presente en el núcleo estelar [26] .

Debido a la enorme pérdida de masa sufrida, las estrellas pertenecientes al EHB están destinadas no a ascender por la rama asintótica de los gigantes sino a convertirse directamente en enanas blancas [27] .

Nota

  1. ^ a b c d Frank Shu, Flash de helio a rama horizontal ( PDF ) [ enlace roto ] , en physics.ucsd.edu , Universidad de California, San Diego. Consultado el 10 de abril de 2016 .
  2. ^ a b c d Max Pettini, Evolución estelar I: Vida en la secuencia principal ( PDF ), en ast.cam.ac.uk , Instituto de Astronomía, Universidad de Cambridge. Consultado el 7 de febrero de 2016 (archivado desde el original el 4 de marzo de 2016) .
  3. ^ HC Arp, WA Baum y AR Sandage, Los diagramas HR para los cúmulos globulares M 92 y M 3 , en Astronomical Journal , vol. 57, 1952, págs. 4-5, DOI : 10.1086 / 106674 . Consultado el 5 de febrero de 2016 .
  4. ^ AR Sandage, El diagrama de magnitud de color para el cúmulo globular M 3 , en Astronomical Journal , vol. 58, 1953, págs. 61–75, DOI : 10.1086 / 106822 . Consultado el 5 de febrero de 2016 .
  5. ^ James Schombert, Evolución del gigante rojo , abyss.uoregon.edu , Universidad de Oregon. Consultado el 10 de abril de 2016 ( archivado el 12 de abril de 2016) .
  6. ^ Nick Strobel, Subgigante, Gigante rojo, Supergigante , en Notas de astronomía . Consultado el 10 de abril de 2016 ( archivado el 5 de febrero de 2012) .
  7. ^ F. Fagotto y col. , Secuencias evolutivas de modelos estelares con nuevas opacidades radiativas. IV. Z = 0,004 y Z = 0,008 , en Astronomía y Astrofísica Supl. , vol. 105, 1994, págs. 29-38. Consultado el 6 de febrero de 2016 .
  8. ^ a b Hannu Karttunen y col. , Astronomía fundamental , 5ª ed., Springer, 2007, p. 249, ISBN 3-540-34143-9 . Consultado el 26 de septiembre de 2016 ( archivado el 3 de septiembre de 2019) .
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  10. ^ a b Norbert Langer, Evolución posterior a la secuencia principal mediante la quema de helio ( PDF ), en astro.uni-bonn.de , Universität Bonn. Obtenido el 13 de abril de 2016 (archivado desde el original el 13 de octubre de 2014) .
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  12. ^ Jim Brainerd, Evolución del gigante rojo , en El espectador de astrofísica . Consultado el 7 de febrero de 2016 ( archivado el 26 de febrero de 2016) .
  13. ^ Richard Pogge, La evolución de las estrellas de baja masa , sobre astronomy.ohio-state.edu , Universidad de Ohio. Consultado el 13 de abril de 2016 ( archivado el 2 de abril de 2016) .
  14. ^ a b Max Pettini, Evolución posterior a la secuencia principal: I: Estrellas de masa solar ( PDF ), en ast.cam.ac.uk , Universidad de Cambridge. Instituto de Astronomía. Consultado el 7 de febrero de 2016 (archivado desde el original el 23 de septiembre de 2015) .
  15. ^ G. Zhao; HM Qiu, S. Mao, Observaciones espectroscópicas de alta resolución de gigantes del grupo rojo de Hipparcos: metalicidad y determinaciones de masa , en The Astrophysical Journal , vol. 551, n. 1, 2001, págs. L85-L88, DOI : 10.1086 / 319832 . Consultado el 30 de abril de 2016 .
  16. ^ a b c d e Keith Ashman y Stephen Zepf, Global Cluster Systems , Cambridge, Cambridge University Press, 1998, págs. 7 -11, ISBN 9780521550574 .
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  18. ^ Matthew Templeton, RR Lyrae ( PDF ), en aavso.org , AAVSO. Consultado el 13 de febrero de 2016 .
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  24. ^ (EN) David Darling, Estrella de rama horizontal extrema (estrella EHB) , en Enciclopedia de la ciencia. Consultado el 18 de septiembre de 2016 ( archivado el 20 de septiembre de 2016) .
  25. ^ a b c d e f U. Heber, Hot Subluminous Stars ( PDF ), en Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , vol. 128, n. 966, 2016, págs. 1-86, DOI : 10.1088 / 1538-3873 / 128/966/082001 . Consultado el 16 de septiembre de 2016 .
  26. ^ N. D'Cruz y col. , El origen de las estrellas de ramas horizontales extremas , en Astrophysical Journal , vol. 466, 1996, págs. 359-371, DOI : 10.1086 / 177515 . Consultado el 19 de septiembre de 2016 .
  27. ^ RG Gratton y col. , La conexión entre las estrellas AGB perdidas y las ramas horizontales extendidas , en Astronomy & Astrophysics , vol. 522, 2010, pág. A77, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201015405 . Consultado el 18 de septiembre de 2016 .

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