Horisontale tak
Die horisontale tak (HT) is 'n stadium van sterevolusie net ná die rooireusetak in sterre met massas soortgelyk aan die Son s'n. HT-sterre ondergaan fusie van helium in die kern en van waterstof in 'n skil om die kern. Die begin van kernheliumfusie veroorsaak aansienlike veranderings in die ster se struktuur, en dit lei tot 'n algehele afname in ligsterkte, 'n effens samestrekking van die steromhulsel en hoër oppervlaktemperature.
Ontdekking
wysigHT-sterre is ontdek met die eerste diep fotografiese fotometriese studies van bolswerms.[1][2] Dit was egter afwesig in alle oop sterreswerms wat toe nog bestudeer is. Die horisontale tak word so genoem omdat HT-sterre in stergroepe met 'n lae metaalinhoud, soos bolswerms, in 'n rofweg horisontale lyn lê op 'n Hertzsprung-Russell-diagram.
Omdat die sterre van 'n bolswerm almal op feitlik dieselfde afstand van die Aarde af lê, het hulle skynbare magnitude dieselfde verhouding tot hulle absolute magnitude en 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
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 'n reusester op die rooireusetak. In sterre met 'n massa van 2,3 keer die Son s'n (2,3 M☉) word die heliumkern 'n streek van ontaarde materie wat nie tot die opwekking van energie bydra 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 as 0,5 M☉ het,[4] bereik die kern naderhand die temperatuur wat nodig is vir die fusie van helium in koolstof. 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 van ewewig en dit beweeg van die rooireusetak na die horisontale tak van die HR-diagram.[3]
Sterre met 'n aanvanklike massa van tussen 2,3 M☉ en 8 M☉ het groter heliumkerns, wat nie ontaard word nie. Hulle kern bereik die Schoenberg-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 die asimptotiese reusetak (ART) beweeg. Sterre met 'n massa van meer as 8 M☉ verbrand ook eers helium en daarna swaarder elemente as '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- ↑ Arp, H. C.; Baum, W. A.; Sandage, A. R. (1952), "The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3", Astronomical Journal 57: 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 Journal 58: 61–75, doi:10.1086/106822, Bibcode: 1953AJ.....58...61S
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Karttunen, Hannu; Oja, Heikki (2007), Fundamental astronomy (5de ed.), Springer, p. 249, ISBN 978-3-540-34143-7, https://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC&pg=PA249
- ↑ "Post Main Sequence Stars". Australia Telescope Outreach and Education. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 20 Januarie 2013. Besoek op 2 Desember 2012.
- ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). "Evolution of Stars and Stellar Populations". Evolution of Stars and Stellar Populations: 400. Bibcode:2005essp.book.....S.
Skakels
wysig
Hierdie artikel is in sy geheel of gedeeltelik uit die Engelse Wikipedia vertaal.
