La rama horizontal ( HB ) es una etapa de la evolución estelar que sigue inmediatamente a la rama de gigante roja en estrellas cuyas masas son similares a la del Sol . Las estrellas de la rama horizontal se alimentan de la fusión de helio en el núcleo (a través del proceso triple-alfa) y de la fusión de hidrógeno (a través del ciclo CNO ) en una capa que rodea el núcleo. El inicio de la fusión de helio en el núcleo en la punta de la rama de gigante roja provoca cambios sustanciales en la estructura estelar , lo que resulta en una reducción general de la luminosidad , cierta contracción de la envoltura estelar y la superficie alcanza temperaturas más altas.
Las estrellas de la rama horizontal se descubrieron con los primeros estudios fotométricos fotográficos profundos de los cúmulos globulares [1] [2] y se destacaron por estar ausentes de todos los cúmulos abiertos que se habían estudiado hasta ese momento. La rama horizontal se llama así porque en colecciones de estrellas de baja metalicidad como los cúmulos globulares , las estrellas HB se encuentran a lo largo de una línea aproximadamente horizontal en un diagrama de Hertzsprung-Russell . Debido a que las estrellas de un cúmulo globular están todas esencialmente a la misma distancia de nosotros, sus magnitudes aparentes tienen todas la misma relación con sus magnitudes absolutas y, por lo tanto, las propiedades relacionadas con la magnitud absoluta son claramente visibles en un diagrama HR confinado a las estrellas de ese cúmulo, sin difundirse por la distancia y, por lo tanto, las incertidumbres de magnitud.
Después de agotar el hidrógeno de su núcleo, las estrellas abandonan la secuencia principal y comienzan la fusión en una capa de hidrógeno alrededor del núcleo de helio y se convierten en gigantes en la rama de gigantes rojas . En estrellas con masas de hasta 2,3 veces la masa del Sol, el núcleo de helio se convierte en una región de materia degenerada que no contribuye a la generación de energía . Continúa creciendo y aumentando su temperatura a medida que la fusión de hidrógeno en la capa aporta más helio . [3]
Si la estrella tiene más de aproximadamente 0,5 masas solares , [4] el núcleo finalmente alcanza la temperatura necesaria para la fusión de helio en carbono a través del proceso triple-alfa . El inicio de la fusión de helio comienza en toda la región del núcleo, lo que provocará un aumento inmediato de la temperatura y un rápido aumento en la tasa de fusión . En unos pocos segundos, el núcleo se vuelve no degenerado y se expande rápidamente, produciendo un evento llamado destello de helio . Los núcleos no degenerados inician la fusión de manera más suave, sin un destello. La salida de este evento es absorbida por las capas de plasma superiores, por lo que los efectos no se ven desde el exterior de la estrella. La estrella ahora cambia a un nuevo estado de equilibrio , y su camino evolutivo cambia de la rama gigante roja (RGB) a la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell . [3]
Las estrellas que inicialmente tienen entre 2,3 y 8 M☉ tienen núcleos de helio más grandes que no se degeneran. En cambio, sus núcleos alcanzan la masa de Schönberg-Chandrasekhar, en la que ya no están en equilibrio hidrostático o térmico. Luego se contraen y se calientan, lo que desencadena la fusión de helio antes de que el núcleo se degenere. Estas estrellas también se calientan más durante la fusión de helio del núcleo, pero tienen masas de núcleo diferentes y, por lo tanto, luminosidades diferentes de las estrellas HB. Varían de temperatura durante la fusión de helio del núcleo y realizan un bucle azul antes de pasar a la rama gigante asintótica. Las estrellas con una masa superior a 8 M☉ también encienden su helio del núcleo de manera suave y también continúan quemando elementos más pesados como una supergigante roja . [5]
Las estrellas permanecen en la rama horizontal durante unos 100 millones de años y se vuelven cada vez más luminosas, de la misma manera que las estrellas de la secuencia principal aumentan su luminosidad, como demuestra el teorema del virial . Cuando el helio de su núcleo se agota, pasan a la combustión de su capa de helio en la rama asintótica gigante (AGB). En la AGB se vuelven más frías y mucho más luminosas. [3]
Las estrellas de la rama horizontal tienen todas masas de núcleo muy similares, después del destello de helio. Esto significa que tienen luminosidades muy similares y, en un diagrama de Hertzsprung-Russell representado por magnitud visual, la rama es horizontal.
El tamaño y la temperatura de una estrella HB dependen de la masa de la envoltura de hidrógeno que queda alrededor del núcleo de helio. Las estrellas con envolturas de hidrógeno más grandes son más frías. Esto crea la dispersión de estrellas a lo largo de la rama horizontal con luminosidad constante. El efecto de la variación de temperatura es mucho más fuerte con una metalicidad más baja , por lo que los cúmulos antiguos suelen tener ramas horizontales más pronunciadas. [6]
Aunque la rama horizontal recibe ese nombre porque está formada principalmente por estrellas con aproximadamente la misma magnitud absoluta en un rango de temperaturas, que se encuentran en una barra horizontal en un diagrama de color-magnitud, la rama está lejos de ser horizontal en el extremo azul. La rama horizontal termina en una "cola azul" con estrellas más calientes que tienen menor luminosidad, ocasionalmente con un "gancho azul" de estrellas extremadamente calientes. Tampoco es horizontal cuando se representa por luminosidad bolométrica, ya que las estrellas de la rama horizontal más calientes son menos luminosas que las más frías. [7]
Las estrellas de la rama horizontal más calientes, conocidas como de la rama horizontal extrema, tienen temperaturas de entre 20.000 y 30.000 K. Esto está muy por encima de lo que se esperaría para una estrella normal que quema helio en su núcleo. Las teorías para explicar estas estrellas incluyen interacciones binarias y "pulsos térmicos tardíos", donde un pulso térmico que las estrellas de la rama gigante asintótica (AGB) experimentan regularmente, ocurre después de que la fusión ha cesado y la estrella ha entrado en la fase de supervientos. [8] Estas estrellas "nacen de nuevo" con propiedades inusuales. A pesar del extraño proceso que suena, se espera que esto ocurra en el 10% o más de las estrellas post-AGB, aunque se piensa que solo los pulsos térmicos particularmente tardíos crean estrellas de la rama horizontal extrema, después de la fase nebular planetaria y cuando la estrella central ya se está enfriando hacia una enana blanca. [9]
Los diagramas de color y magnitud (CMD ) de cúmulos globulares generalmente muestran ramas horizontales que tienen un hueco prominente en la HB. Este hueco en el CMD sugiere incorrectamente que el cúmulo no tiene estrellas en esta región de su CMD. El hueco se produce en la franja de inestabilidad , donde se encuentran muchas estrellas pulsantes . Estas estrellas pulsantes de la rama horizontal se conocen como estrellas variables RR Lyrae y obviamente son variables en brillo con períodos de hasta 1,2 días. [10]
Se requiere un programa de observación extenso para establecer la magnitud y el color aparentes verdaderos (es decir, promediados durante un período completo) de la estrella . Este tipo de programa suele estar fuera del alcance de una investigación del diagrama de color-magnitud de un cúmulo. Debido a esto, si bien las estrellas variables se indican en tablas del contenido estelar de un cúmulo a partir de una investigación de este tipo, estas estrellas variables no se incluyen en la presentación gráfica del CMD del cúmulo porque no se dispone de datos adecuados para representarlas correctamente. Esta omisión a menudo da como resultado el vacío RR Lyrae que se observa en muchos CMD de cúmulos globulares publicados. [11]
Los diferentes cúmulos globulares suelen mostrar diferentes morfologías de HB , lo que significa que las proporciones relativas de estrellas HB existentes en el extremo más caliente del hueco RR Lyr, dentro del hueco y en el extremo más frío del hueco varían considerablemente de un cúmulo a otro. La causa subyacente de las diferentes morfologías de HB es un problema de larga data en la astrofísica estelar . La composición química es un factor (normalmente en el sentido de que los cúmulos más pobres en metales tienen HB más azules), pero también se ha sugerido que otras propiedades estelares como la edad , la rotación y el contenido de helio afectan a la morfología de las HB . Esto se ha denominado a veces el "problema del segundo parámetro" para los cúmulos globulares, porque existen pares de cúmulos globulares que parecen tener la misma metalicidad pero tienen morfologías de HB muy diferentes; uno de esos pares es NGC 288 (que tiene una HB muy azul) y NGC 362 (que tiene una HB bastante roja). La etiqueta "segundo parámetro" reconoce que algún efecto físico desconocido es responsable de las diferencias en la morfología de HB en grupos que de otro modo parecen idénticos. [7]
Una clase relacionada de estrellas son las gigantes en cúmulo , las que pertenecen al llamado cúmulo rojo , que son las contrapartes de la población I relativamente más jóvenes (y por lo tanto más masivas ) y generalmente más ricas en metales de las estrellas HB (que pertenecen a la población II ). Tanto las estrellas HB como las gigantes en cúmulo están fusionando helio con carbono en sus núcleos, pero las diferencias en la estructura de sus capas externas dan como resultado que los diferentes tipos de estrellas tengan diferentes radios, temperaturas efectivas y color . Dado que el índice de color es la coordenada horizontal en un diagrama de Hertzsprung-Russell , los diferentes tipos de estrellas aparecen en diferentes partes del CMD a pesar de su fuente de energía común . En efecto, el cúmulo rojo representa un extremo de la morfología de la rama horizontal: todas las estrellas están en el extremo rojo de la rama horizontal y pueden ser difíciles de distinguir de las estrellas que ascienden por la rama de gigantes rojas por primera vez. [12]