赤色巨星分枝からの離脱
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/07/18 05:09 UTC 版)
「赤色巨星分枝」の記事における「赤色巨星分枝からの離脱」の解説
縮退した中心核は「ヘリウムフラッシュ」と呼ばれる現象で爆発的な核融合反応を始めるが、外部にはその兆候はほとんど見られない。ヘリウムフラッシュのエネルギーは中心核の縮退を解除するために消費される。これにより、星全体の光度は低下、有効温度は上昇し、次の進化のステージである水平分枝へと移行していく。縮退したヘリウム中心核は、恒星全体の質量に関係なくどれもほぼ同じ質量なので、水平分枝上の恒星の光度はどれも同じである。水素殻燃焼によって恒星の全光度は異なるが、太陽の金属量に近いほとんどの恒星では水平分枝の冷端での温度と光度は非常に似たものとなる。そのため、これらの星は約5,000 Kと約50 L☉で「レッドクランプ」と呼ばれる集団を形成する。水素外層の欠如は、水平分枝上でより温度が高く光度の低い位置に星を移行させる。この効果は低金属量の星ほど起こりやすいため、年老いた金属の乏しい星団では非常に顕著な水平分枝が見られる。 初期質量が2 M☉以上の星では、赤色巨星分枝上でヘリウム中心核が縮退しない。これらの星では、TRGBに到達して中心核が縮退する前にトリプルアルファ反応に十分な高温に達する。そのとき、星は赤色巨星分枝を離れ、漸近巨星分枝へと至るブルーループを行う。2 M☉よりも少しだけ重い星は、数百 L☉の辛うじて気付く程度のブルーループを行った後、赤色巨星分枝とほとんど区別が付かない漸近巨星分枝へと至る。より重い星は、10,000 Kと数千 L☉まで至るブルーループを行う。これらの星は1回以上不安定帯を横断し、古典的セファイド変光星となって脈動変光する。
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