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 las del Sol . Las estrellas de rama horizontal funcionan mediante la fusión de helio en el núcleo (a través del proceso triple alfa) y por la fusión de hidrógeno (a través del ciclo CNO ) en una capa que rodea el núcleo. El inicio de la fusión de helio del núcleo en la punta de la rama de la 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 que la superficie alcanza temperaturas más altas.
Las estrellas de rama horizontal se descubrieron con los primeros estudios fotométricos fotográficos profundos de cúmulos globulares [1] [2] y se destacaban 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 todas las estrellas de un cúmulo globular están esencialmente a la misma distancia de nosotros, todas sus magnitudes aparentes tienen 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 limitado a estrellas de ese cúmulo globular. grupo, no difundido por la distancia y, por lo tanto, por 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 gigante roja . 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 de temperatura a medida que la fusión del hidrógeno en la capa aporta más helio . [3]
Si la estrella tiene más de aproximadamente 0,5 masas solares , [4] el núcleo eventualmente alcanza la temperatura necesaria para la fusión del helio en carbono a través del proceso triple alfa . El inicio de la fusión del helio comienza en toda la región del núcleo, lo que provocará un aumento inmediato de la temperatura y un rápido aumento en la velocidad de fusión . En unos pocos segundos, el núcleo deja de degenerarse y se expande rápidamente, produciendo un evento llamado destello de helio . Los núcleos no degenerados inician la fusión más suavemente, sin flash. 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 cambia ahora a un nuevo estado de equilibrio y su trayectoria evolutiva pasa de la rama de gigante roja (RGB) a la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell . [3]
Las estrellas inicialmente entre aproximadamente 2,3 M ☉ 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 se encuentran en equilibrio hidrostático o térmico. Luego se contraen y se calientan, lo que desencadena la fusión del helio antes de que el núcleo se degenere. Estas estrellas también se calientan durante la fusión del helio del núcleo, pero tienen masas centrales diferentes y, por lo tanto, luminosidades diferentes a las de las estrellas HB. Varían en temperatura durante la fusión del helio del núcleo y realizan un bucle azul antes de pasar a la rama gigante asintótica. Las estrellas con una masa superior a aproximadamente 8 M ☉ también encienden suavemente el helio de su núcleo y también queman elementos más pesados como una supergigante roja . [5]
Las estrellas permanecen en la rama horizontal durante unos 100 millones de años y se vuelven lentamente más luminosas, del mismo modo que las estrellas de la secuencia principal aumentan su luminosidad, como muestra el teorema del virial . Cuando el helio de su núcleo finalmente se agota, progresan hasta quemar la capa de helio en la rama gigante asintótica (AGB). En el AGB se vuelven más fríos y mucho más luminosos. [3]
Todas las estrellas de la rama horizontal tienen masas centrales muy similares, siguiendo el destello de helio. Esto significa que tienen luminosidades muy similares y, en un diagrama de Hertzsprung-Russell trazado 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 variación de temperatura es mucho más fuerte a menor metalicidad , por lo que los cúmulos viejos suelen tener ramas horizontales más pronunciadas. [6]
Aunque la rama horizontal recibe su nombre porque está formada en gran parte por estrellas con aproximadamente la misma magnitud absoluta en un rango de temperaturas, situadas 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, siendo las estrellas de rama horizontal más calientes menos luminosas que las más frías. [7]
Las estrellas de rama horizontal más calientes, denominadas rama horizontal extrema, tienen temperaturas de 20.000 a 30.000 K. Esto está mucho más allá de lo que se esperaría de una estrella con núcleo normal que quema helio. Las teorías para explicar estas estrellas incluyen interacciones binarias y "pulsos térmicos tardíos", donde un pulso térmico que las estrellas asintóticas de rama gigante (AGB) experimentan regularmente, ocurre después de que la fusión ha cesado y la estrella ha entrado en la fase de superviento. [8] Estas estrellas "nacen de nuevo" con propiedades inusuales. A pesar del extraño proceso, se espera que esto ocurra en el 10% o más de las estrellas post-AGB, aunque se cree que sólo los pulsos térmicos particularmente tardíos crean estrellas de ramas horizontales extremas, después de la fase nebular planetaria y cuando la estrella central ya se está enfriando hacia una enana blanca. [9]
Los CMD ( diagramas de color-magnitud ) de los cúmulos globulares generalmente muestran ramas horizontales que tienen un espacio prominente en el HB. Esta brecha en el CMD sugiere incorrectamente que el cúmulo no tiene estrellas en esta región de su CMD. La brecha se produce en la franja de inestabilidad , donde se encuentran muchas estrellas pulsantes . Estas estrellas pulsantes de rama horizontal se conocen como estrellas variables RR Lyrae y obviamente tienen un brillo variable con períodos de hasta 1,2 días. [10]
Se requiere un programa de observación extendido para establecer la magnitud aparente y el color verdaderos de la estrella (es decir, promediados durante un período completo) . Un programa de este tipo suele estar más allá del alcance de una investigación del diagrama color-magnitud de un cúmulo. Debido a esto, si bien las estrellas variables se anotan en las tablas del contenido estelar de un cúmulo de dicha investigación, estas estrellas variables no se incluyen en la presentación gráfica del CMD del cúmulo porque no se encuentran disponibles los datos adecuados para trazarlas correctamente. Esta omisión a menudo da como resultado la brecha RR Lyrae que se observa en muchos CMD de cúmulos globulares publicados. [11]
Los diferentes cúmulos globulares a menudo muestran diferentes morfologías de HB , lo que significa que las proporciones relativas de estrellas HB existentes en el extremo más caliente de la brecha RR Lyr, dentro de la brecha y hasta el extremo más frío de la brecha varían marcadamente 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 (generalmente en el sentido de que los cúmulos 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 la morfología de los HB . Esto a veces se ha denominado el "problema del segundo parámetro" para los cúmulos globulares, porque existen pares de cúmulos globulares que parecen tener la misma metalicidad pero tienen morfologías HB muy diferentes; uno de esos pares es NGC 288 (que tiene un HB muy azul) y NGC 362 (que tiene un HB bastante rojo). La etiqueta "segundo parámetro" reconoce que algún efecto físico desconocido es responsable de las diferencias en la morfología de HB en grupos que por lo demás parecen idénticos. [7]
Una clase relacionada de estrellas son las gigantes de grupo , aquellas que pertenecen al llamado grupo 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 agrupadas fusionan 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 colores . 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 grupo rojo representa un extremo de la morfología de la rama horizontal: todas las estrellas están en el extremo rojo de la rama horizontal y puede ser difícil distinguirlas de las estrellas que ascienden por la rama gigante roja por primera vez. [12]