Горизонтальна гілка: відмінності між версіями
[перевірена версія] | [перевірена версія] |
Olvin (обговорення | внесок) Немає опису редагування |
Немає опису редагування |
||
(Не показані 5 проміжних версій 4 користувачів) | |||
Рядок 1: | Рядок 1: | ||
[[Файл:M3 color magnitude diagram.jpg|міні||400пкс|Діаграма |
[[Файл:M3 color magnitude diagram.jpg|міні||400пкс|Діаграма Герцшпрунга — Рассела для кулястого скупчення [[Мессьє 3]]. Горизонтальне відгалуження охоплює ділянку близько 16-ї [[видима зоряна величина|зоряної величини]] спектральних класів A та B (показник B—V < 1).]] |
||
''' |
'''Горизонтальна гілка,''' або '''горизонта́льне відгалу́ження''' — послідовність на [[Діаграма Герцшпрунга — Рассела|діаграмі Герцшпрунга — Рассела]] для [[Кулясте скупчення|кулястих скупчень]], яка пролягає вузькою горизонтальною смугою від [[відгалуження червоних гігантів]], які мають [[світність]] близько 50 [[світність Сонця|L<sub>☉</sub>]], у бік високих температур<ref name="aes"/>. |
||
<!--== Історія ==--> |
|||
== Еволюційна стадія == |
== Еволюційна стадія == |
||
[[еволюція зір|Зорі малої маси]] після [[спалах гелієвого ядра|спалаху гелієвого ядра]] (на вершині [[відгалуження червоних гігантів]]) потрапляють на ''горизонтальне відгалуження нульового віку''. Джерелом їх енергії є [[потрійна |
[[еволюція зір|Зорі малої маси]] після [[спалах гелієвого ядра|спалаху гелієвого ядра]] (на вершині [[відгалуження червоних гігантів]]) потрапляють на ''горизонтальне відгалуження нульового віку''. Джерелом їх енергії є [[потрійна альфа-реакція|горіння гелію]] в ядрі та [[CNO-цикл|горіння гідрогену]] в шарі навколо ядра. Положення зорі на цьому відгалуженні визначається кількома чинниками, головними з яких є маса зорі та [[металічність|вміст важких елементів]] в оболонці<ref name="aes"/>. |
||
== Морфологія горизонтального відгалуження == |
== Морфологія горизонтального відгалуження == |
||
На [[Діаграма Герцшпрунга — Рассела|діаграмі Гершпрунга-Рессела]] зорі цієї стадії формують приблизно горизонтальну лінію. |
|||
Стаціонарні зорі<ref name=p1 group="прим."/> горизонтального відгалуження утворюють дві групи<ref name="aes"/>: |
Стаціонарні зорі<ref name=p1 group="прим."/> горизонтального відгалуження утворюють дві групи<ref name="aes"/>: |
||
* «блакитне» горизонтальне відгалуження, заселене гарячими зорями; |
* «блакитне» горизонтальне відгалуження, заселене гарячими зорями; |
||
* «червоне» горизонтальне відгалуження, на якому розташовані холодніші зорі. |
* «червоне» горизонтальне відгалуження, на якому розташовані холодніші зорі. |
||
Деякі [[кулясті скупчення]] мають або лише блакитне, або лише червоне відгалуження. У проміжку між ними розташовані [[змінні типу RR Ліри]]. |
Деякі [[кулясті скупчення]] мають або лише блакитне, або лише червоне відгалуження. У проміжку між ними, на перетині зі [[смуга нестабільності|смугою нестабільності]], розташовані [[змінні типу RR Ліри]]. |
||
Для цих змінних існує чітке співвідношення «період — світність», що дозволяє застосовувати їх як [[Шкала космічних відстаней|індикатори відстані в космосі]]. |
|||
За час еволюції на горизонтальному відгалуженні світність зорі зростає не більше, ніж на 0,3<sup>m</sup><ref name="aes"/>. |
За час еволюції на горизонтальному відгалуженні (для зір із {{Маса Сонця|масою}} — близько 120 млн років{{sfn|Pettini|2014|pp=9}}) світність зорі зростає не більше, ніж на 0,3<sup>m</sup><ref name="aes"/>. |
||
== Подальша еволюція == |
== Подальша еволюція == |
||
Рядок 32: | Рядок 33: | ||
}} |
}} |
||
== Посилання == |
|||
{{astro-stub}} |
|||
* {{cite book |
|||
|ім'я = M. |прізвище = Pettini |
|||
|year = 2014 |
|||
|chapter = Lecture 13. Post-main sequence evolution. I: solar mass stars |
|||
|url = http://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture13.pdf |
|||
|title = Structure and Evolution of Stars |
|||
|type = Advanced astrophysics course at Cambridge University |
|||
|ref = harv |
|||
|accessdate = 23.02.2015 |
|||
|archive-date = 23 лютого 2015 |
|||
|archive-url = https://web.archive.org/web/20150223184354/http://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture13.pdf |
|||
}}{{ref-en}} |
|||
[[Категорія:Діаграма Герцшпрунга — Рассела]] |
[[Категорія:Діаграма Герцшпрунга — Рассела]] |
Версія за 09:05, 1 травня 2023
Горизонтальна гілка, або горизонта́льне відгалу́ження — послідовність на діаграмі Герцшпрунга — Рассела для кулястих скупчень, яка пролягає вузькою горизонтальною смугою від відгалуження червоних гігантів, які мають світність близько 50 L☉, у бік високих температур[1].
Еволюційна стадія
Зорі малої маси після спалаху гелієвого ядра (на вершині відгалуження червоних гігантів) потрапляють на горизонтальне відгалуження нульового віку. Джерелом їх енергії є горіння гелію в ядрі та горіння гідрогену в шарі навколо ядра. Положення зорі на цьому відгалуженні визначається кількома чинниками, головними з яких є маса зорі та вміст важких елементів в оболонці[1].
Морфологія горизонтального відгалуження
На діаграмі Гершпрунга-Рессела зорі цієї стадії формують приблизно горизонтальну лінію. Стаціонарні зорі[прим. 1] горизонтального відгалуження утворюють дві групи[1]:
- «блакитне» горизонтальне відгалуження, заселене гарячими зорями;
- «червоне» горизонтальне відгалуження, на якому розташовані холодніші зорі.
Деякі кулясті скупчення мають або лише блакитне, або лише червоне відгалуження. У проміжку між ними, на перетині зі смугою нестабільності, розташовані змінні типу RR Ліри. Для цих змінних існує чітке співвідношення «період — світність», що дозволяє застосовувати їх як індикатори відстані в космосі.
За час еволюції на горизонтальному відгалуженні (для зір із масою M☉ — близько 120 млн років[2]) світність зорі зростає не більше, ніж на 0,3m[1].
Подальша еволюція
Після стадії горизонтального відгалуження зорі зазвичай пересуваються на асимптотичне відгалуження гігантів (АВГ), за винятком найлегших серед них, які перетворюються на білих карликів безпосередньо.
Див. також
Примітки
- ↑ Стаціонарні зорі — це зорі, що не мають фізичної змінності.
Джерела
- ↑ а б в г Горизонтальне відгалуження // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 116. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ Pettini, 2014, с. 9.
Посилання
- Pettini, M. (2014). Lecture 13. Post-main sequence evolution. I: solar mass stars. Structure and Evolution of Stars (PDF) (Advanced astrophysics course at Cambridge University). Архів оригіналу (PDF) за 23 лютого 2015. Процитовано 23.02.2015.(англ.)