水平分岐

水平分枝( HB ) は、太陽と同程度の質量を持つ恒星において、赤色巨星分枝の直後に続く恒星進化の段階です。水平分枝の恒星は、中心核でのヘリウム核融合(トリプルアルファ過程経由) と、中心核を取り囲む殻での水素核融合( CNO サイクル経由) によってエネルギーを得ています。赤色巨星分枝の先端で中心核のヘリウム核融合が始まると、恒星の構造に大きな変化が生じ、全体的な光度の低下、恒星外殻の収縮、表面温度の上昇につながります。

水平枝星は、球状星団の最初の深部写真測光研究で発見され^{[1] [2]} 、それまで研究されていたすべての散開星団 には存在しなかったことで注目に値しました。水平枝星は、球状星団のような低金属量の星の集まりでは、HB星がヘルツシュプルング・ラッセル図でほぼ水平な線に沿って位置するため、このように名付けられました。1つの球状星団の星はすべて私たちから基本的に同じ距離にあるため、それらの見かけの等級はすべて絶対等級と同じ関係にあり、そのため絶対等級に関連する特性は、距離や等級の不確実性によって拡散されずに、その星団の星に限定されたHR図上で明確に確認できます。

中心核の水素を使い果たした後、恒星は主系列を離れ、ヘリウム中心核の周りの水素殻で核融合を開始し、赤色巨星分枝の巨星になる。太陽の2.3倍までの質量を持つ恒星では、ヘリウム中心核はエネルギー生成に寄与しない縮退物質の領域になる。殻内の水素核融合によりヘリウムがさらに供給されるにつれて、中心核は成長を続け、温度が上昇する。^[3]

恒星の質量が太陽の約0.5倍以上であれば、^[4]コアは最終的にトリプルアルファ過程を経てヘリウムを炭素に融合するのに必要な温度に達する。ヘリウムの融合はコア領域全体で始まり、即座に温度が上昇し、融合率が急激に増加する。数秒以内にコアは非縮退となり急速に膨張し、ヘリウムフラッシュと呼ばれる現象が発生する。非縮退コアはフラッシュを起こさずによりスムーズに融合を開始する。この現象の出力は上部のプラズマ層に吸収されるため、恒星の外部からは影響が見えない。これで恒星は新たな平衡状態へと変化し、その進化の道筋は赤色巨星枝（RGB）からヘルツシュプルング・ラッセル図の水平枝へと切り替わる。^[3]

当初約 2.3  M _☉から 8  M _☉の間の恒星は、縮退しない大きなヘリウム核を持っています。その代わりに、それらの核はシェーンベルク・チャンドラセカール質量に達し、そこではもはや静水圧または熱平衡ではありません。その後、それらは収縮して加熱され、それが核が縮退する前にヘリウムの融合を引き起こします。これらの星も核のヘリウム融合中に高温になりますが、HB 星とは核の質量が異なり、したがって明るさも異なります。これらの星は核のヘリウム融合中に温度が変化し、漸近巨星枝に移行する前にブルーループを実行します。約 8 M _☉よりも重い星も 、核のヘリウムをスムーズに点火し、赤色超巨星としてより重い元素を燃焼し続けます。^[5]

恒星は水平枝に約1億年留まり、ビリアル定理が示すように主系列の恒星が光度を増すのと同じように、ゆっくりと明るくなります。中心核のヘリウムが最終的に枯渇すると、漸近巨星枝（AGB）でヘリウム殻燃焼に移行します。AGBでは、恒星はより低温になり、はるかに明るくなります。^[3]

水平枝の星はすべて、ヘリウムフラッシュに従って、非常に似た中心質量を持っています。つまり、それらの光度は非常に似ており、視等級でプロットされた ヘルツシュプルング・ラッセル図では枝は水平になります。

HB星の大きさと温度は、ヘリウム核の周りに残っている水素エンベロープの質量に依存します。水素エンベロープが大きい星はより低温です。これにより、一定の光度で水平枝に沿って星が広がります。温度変化の影響は金属量が低いほど強くなるため、古い星団は通常、より顕著な水平枝を持ちます。^[6]

水平枝は、温度範囲にわたってほぼ絶対等級が同じ星が大部分を占め、色等級図上で水平のバー状に位置することからその名が付けられているが、枝の青い端は水平からは程遠い。水平枝は「青い尾」で終わり、より高温の星はより低い光度を持ち、時折、非常に高温の星の「青いフック」を伴う。また、放射輝度でプロットした場合も水平ではなく、より高温の水平枝の星はより低温の星よりも光度が低い。^[7]

最も高温の水平分枝星は極度水平分枝と呼ばれ、その温度は 20,000～30,000 K である。これは、通常の核ヘリウム燃焼星の温度をはるかに超える。これらの星を説明する理論には、連星相互作用や「後期熱パルス」などがある。「後期熱パルス」では、漸近巨星分枝(AGB) 星が定期的に経験する熱パルスが、核融合が停止して星が超風段階に入った後に発生する。^[8] これらの星は、異常な特性を持って「生まれ変わる」。奇妙に聞こえるプロセスにもかかわらず、これは AGB 後の星の 10% 以上で発生すると予想されているが、極度水平分枝星は、惑星状星雲段階の後で中心星がすでに白色矮星に向かって冷却しているときに、特に後期熱パルスによってのみ生成されると考えられている。^[9]

球状星団のCMD（色等級図）は、一般的に水平枝を示し、HBに顕著なギャップがある。CMDのこのギャップは、 CMDのこの領域に星がないと誤って示唆している。ギャップは不安定帯で発生し、そこには多くの脈動星が見られる。これらの脈動する水平枝星は、RR Lyrae変光星として知られており、最大1.2日の周期で明るさが明らかに変化している。 ^[10]

恒星の真の（つまり、全周期にわたって平均した）見かけの等級と色を確定するには、長期にわたる観測プログラムが必要です。このようなプログラムは通常、星団の色等級図の調査の範囲を超えています。このため、変光星はそのような調査から得られた星団の恒星構成の表に記載されていますが、これらの変光星は、正しくプロットするのに十分なデータがないため、星団CMDのグラフ表示には含まれていません。この省略により、多くの公開された球状星団CMDに見られるRR Lyraeギャップが生じることがよくあります。 ^[11]

異なる球状星団は、しばしば異なるHB形態を示す。これは、RR Lyrギャップのより高温の端、ギャップ内、およびギャップのより低温の端に存在するHB星の相対的な割合が、星団ごとに大きく異なることを意味する。異なるHB形態の根本的な原因は、恒星天体物理学における長年の課題である。化学組成は1つの要因（通常、金属の少ない星団ほど青いHBを持つという意味で）であるが、年齢、自転、ヘリウム含有量などの他の恒星特性もHB形態に影響を与えると示唆されている。これは、同じ金属量を持っているように見えても、非常に異なるHB形態を持つ球状星団のペアが存在するため、球状星団の「第2パラメータ問題」と呼ばれることがある。そのようなペアの1つが、NGC 288（非常に青いHBを持つ）とNGC 362（かなり赤いHBを持つ）である。 「第2パラメータ」というラベルは、一見同一に見えるクラスターのHB形態の違いは、何らかの未知の物理的効果によるものであることを認めている。^[7]

関連するクラスの恒星として、いわゆる赤色巨星に属する塊状巨星がある。これは、HB 星 (種族 IIに属する) に対して比較的若く(したがってより質量が大きく)、通常はより金属に富む種族 I の対応物である。HB 星と塊状巨星はどちらも中心核でヘリウムを炭素に融合しているが、外層の構造が異なるため、異なるタイプの恒星はそれぞれ異なる半径、有効温度、色を持つ。色指数はヘルツシュプルング・ラッセル図の水平座標であるため、異なるタイプの恒星はエネルギー源が共通であるにもかかわらず、CMD の異なる部分に現れる。実際、赤色巨星は水平枝形態の極端な例である。つまり、すべての恒星が水平枝の赤い端にあり、初めて赤色巨星枝を昇る恒星と区別するのが難しい場合がある。^[12]