水平分支
水平分支（HB）是质量与太阳相似的恒星紧接在红巨星分支后面的一个恒星演化阶段。水平分支恒星的能量是通过在核心的氦融合（三氦反应）和围绕著核心的一圈气体的氢融合（碳氮氧循环）。在恒星核心的氦融合开始之际，进入红巨星分支前端的恒星结构产生巨大的变化，导致整体光度的减少，恒星外壳的收缩使表面达到更高的温度。
发现
[编辑]水平分支的恒星是在研究球状星团光度的第一张深度摄影的影像中发现的[1][2]，并且值得注意的是不存在于当时已经研究过的所有疏散星团中。所以命名为水平分支是因为这些低金属量的恒星集团，像是球状星团，HB恒星位于色-光图（CMD）上大致是水平的排列。
发展
[编辑]
在耗尽它们核心的氢燃料之后，恒星离开主序带并开始核心周围氢壳中的氢融合，并成为红巨星分支的巨星。恒星质量未达到太阳2.3倍以上的，氦核心成为简并物质的区域，不再能提供能量。但因为在气体壳层的氢融合，使氦核持续成长，温度也继续增加[3]。
如果恒星的质量超过0.5太阳质量[4]，核心的温度最终会达到3α反应所需的温度使氦成为碳。氦融合的启动始于核心区域，这将导致立即的温度上升，并迅速加速融合。在几秒钟内，核心成为非简并物质，并且快速的膨胀，产生称为氦闪的事件。非简并态的核心能更顺利的启动核融合，并且不会发生氦闪。这个事件的输出会被上面的电浆层吸收，所以从外部看不到这个效果。恒星现在达成了一个新的流体静力平衡状态，其演化路径从赫罗图的红巨星分支（RGB）切换到水平分支[3]。
初始质量在2.3 M☉至8 M☉之间的恒星，有更大的氦核，并且不会成为简并态。相反的，它们的核心会达到舍恩伯格-钱德拉塞卡质量，不再维持流体静力或热平衡。它们然后会收缩并且加热，在核心成为简并态之前便触发氦融合。这使恒星在核心的氦融合过程中也会变得更热，但它们有不同的核心质量，因此光度会与水平分支的恒星不同。它们的核心在氦融合过程中的温度变化，会在移动到渐近巨星分支之前执行一个蓝回圈。质量比约8 M☉更大的恒星也能顺利的点燃它们核心的氦，并继续燃烧较重的元素成为红巨星 [5]。
恒星在水平分支上逗留约1亿年，如同维里定理显示的一样，它们也会以与在主序列上的恒星一样的方式慢慢的变得更加明亮。当它们在核心的氦也耗尽时，他们就会在渐近巨星分支（AGB）的氦壳层燃烧过程中前进。在AGB，它们的温度逐渐将低，亮度也逐渐增加。[3]。
水平分支形态
[编辑]在氦闪之后进入水平分支的恒星，都有非常相近的核心质量。这意味著它们具有分常相似的光度，并在依据是星等在赫罗图上绘制的分支是水平的。
水平分支星的大小和温度取决于氦核心周围剩馀的氢包层的质量，有越大氢包层的恒星温度越低。这就形成沿著水平分支分布的恒星有著相同的光度。温度变化效应在金属量较低的恒星较为强烈，因此老的星团通常有比较明显的水平分支。
虽然水平分支的命名得自于在所跨越的温度范围内由有相近绝对星等的大量恒星组成，而位于色-光图上的水平线上，但该分支在蓝色端偏离了水平。因为蓝色星的温度较高但有著较低的光度，因而是以"蓝色尾巴"结束，偶尔极热的恒星还带有"蓝钩"。当绘制总光度图时，它也不是水平的，越热的水平分支恒星光度会比冷的水平分支恒星低。
最热的水平分支恒星，称为极端水平分支，有20,000－30,000k的温度。这远远的超出了正常核心氦燃烧的预期。解释这些恒星的理论包括连兴的交互作用和在核融合停止和恒星进入超级星风阶段之后，渐近巨星分支（AGB）恒星经常经历和发生的热脉冲："后期热脉冲"。这些再"重生"的恒星具有不寻常的特性。 尽管这是一个奇怪却冠冕堂皇的过程，预计会有10%或更多的AGB恒星会发生；虽然被认为只有特别晚期的热脉冲创造出极端水平分支恒星，在行星状星云阶段之后，在中心的白矮星已经开始降温了。
天琴座RR缝隙
[编辑]
球状星团的颜色-星等图（CMD）通常会有明显的水平分支缝隙。在CMD的这个缝隙不要错误的建议在星团的颜色-星等图的这个区域没有恒星。这个缝隙发生在恒星的不稳定带，使得在这个区域的许多恒星都是脉动星。有著脉动的水平分支星称为天琴座RR型变星，它们的亮度有著明显的变化，周期可以长达1.2天[6]。 它需要一个扩充的观测程序以建立恒星真实的视星等和颜色。这样的程序通常超过了对群集的颜色-星等图调查的范围。正因为如此，在变星的调查中，这些恒星被记录在星团的恒星数量表中时，这些变星因为没有足够的资料正确的绘它们的位置，因而不会包含在星团的CMD图形中。这种遗漏常常导致在许多发表的球状星团CMD图中看见"天琴座RR缝隙"。
与红群聚的关系
[编辑]与此相关的恒星是巨星群聚，那些属于所谓的红群聚，是相对年轻（并且因此更重）并且是富金属的第一星族星，通常相对于水平分支星（属于第二星族星）。水平分支星和巨星群聚的恒星都在其核心将氦融合成碳，但其外面结构的差异导致不同类型的恒星有不同的半径、有效温度和颜色。由于色指数是赫罗图的横坐标，尽管它们有著共同的能量来源，不同类型的恒星出现在颜色-星等图（CMD）的不同部分。事实上，红群聚代表了水平分支的一个极端状态：所有的恒星都在水平分支的红色端，可能很难与首次上升进入红巨星分支的恒星区分开。
相关条目
[编辑]参考资料
[编辑]- ^ Arp, H. C.; Baum, W. A.; Sandage, A. R., The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3, Astronomical Journal, 1952, 57: 4–5, Bibcode:1952AJ.....57....4A, doi:10.1086/106674
- ^ Sandage, A. R., The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3, Astronomical Journal, 1953, 58: 61–75, Bibcode:1953AJ.....58...61S, doi:10.1086/106822
- ^ 3.0 3.1 3.2 Karttunen, Hannu; Oja, Heikki, Fundamental astronomy 5th, Springer: 249, 2007, ISBN 3-540-34143-9
- ^ Post Main Sequence Stars. Australia Telescope Outreach and Education. [2 December 2012]. （原始内容存档于2013-01-20）.
- ^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Evolution of Stars and Stellar Populations. 2005: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
|journal=被忽略 (帮助) - ^ American Association of Variable Star Observers. Types of Variables. [12 March 2011]. （原始内容存档于2018-10-17）.
