Ramo horizontal

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O ramo horizontal (RH) é o estágio da evolução estelar que se segue imediatamente após o ramo das gigantes vermelhas em estrelas cujas massas são similares à do Sol. O flash de hélio no núcleo, que ocorre nas estrelas no topo do ramo das gigantes vermelhas provoca uma mudança substancial na estrutura estelar, resultando em uma redução geral da luminosidade, alguma contração no envelope estelar, e emerge atingindo temperaturas mais altas. Estrelas do ramo horizontal queimam a partir da fusão do hélio no núcleo (através do processo triplo-alfa) e pela fusão do hidrogênio em um manto que envolve o núcleo. Ramos horizontais foram descobertos com os primeiros estudos fotográficos fotométricos dos aglomerados globulares[1][2] e se destacavam por estarem ausentes em todos s aglomerados abertos que haviam sido estudados até então.

O ramo horizontal recebe este nome porque em agrupamentos de baixa metalicidade, como aglomerados globulares, as estrelas do RH se encontram dispostas ao longo de uma linha mais ou menos horizontal no diagrama cor-magnitude (DCM).

Diagrama cor-magnitude do aglomerado globular M3. As estrelas do ramo horizontal são aquelas que se localizam em/ou ligeiramente acima de V = 16, à esquerda de B-V = 0.7. O "abismo de RR Lyrae" no RH mais ou menos entre B-V = 0.1 e B-V = 0.4 não é real; estrelas existem no aglomerado e poderiam ter sido representadas nessa região, mas essas estrelas são variáveis que não foram caracterizadas adequadamente para serem inclusas em tabelas a partir das quais essa figura foi elaborada.

O "abismo" de RR Lyrae e morfologia do ramo horizontal[editar | editar código-fonte]

Aglomerados globulares nos DCMs geralmente exibem ramos horizontais que possuem um abismo proeminente nas estrelas HB. Este abismo no DCM sugere incorretamente que o aglomerado não possui nenhuma estrela nessa região do DCM. O abismo aparece na faixa de instabilidade, o que significa que várias estrelas nessa região pulsam. Essas estrelas pulsantes do ramo horizontal são conhecidas como estrelas variáveis RR Lyrae e elas apresentam, obviamente, variação no brilho, por períodos maiores que 1.2 dias. [3] É preciso um programa de observação prolongado para que se possa estabelecer a verdadeira magnitude aparente e cor (isto é, a média de um longo período de observação). Tal programa geralmente se encontra além dos objetivos de uma investigação do diagrama cor-magnitude de um aglomerado. Devido a este fato, enquanto as estrelas variáveis são representadas em tabelas do conteúdo de um aglomerado estelar identificado a partir dessas investigações, essas estrelas variáveis não são inclusas na representaçõa gráfica de um aglomerado DCM porque os dados para representá-las corretamente não estão disponíveis. Essa omissão geralmente resulta num abismo de RR Lyrae observados em vários DCM de aglomerados globulares.

Diferentes aglomerados globulares muitas vezes apresentam diferentes morfologias das estrelas do RH, o que quer dizer que as proporções relativas das estrelas do RH situadas na banda azul do abismo de RR Lyrae, no meio do abismo, e na banda vermelha do abismo varia acentuadamente de um aglomerado a outro. A causa por trás das diferentes morfologias dos RHs é um problema há muito sem solução no campo da astrofísica estelar. A composição química é um fator (geralmente no sentido de que aglomerados pobres em estrelas de alta metalicidade possuem ramos horizontains mais azuis), mas outras propriedades estelares como idade, rotação e conteúdo de hélio também tem sido propostas como possíveis fatores afetando a morfologia dos RHs. Isto tem sido por vezes denominado o "Problema do segundo Parâmetro" para os aglomerados globulares, pois existem pares de aglomerados estelares que parecem possuir a mesma metalicidade porém morfologias dos RHs bastante diferentes; um desses pares é a NGC 288 (que possui um RH de azul intenso) e a NGC 362 (que possui um RH bastante vermelho). O nome "segundo parâmetro" reconhece que algum efeito físico desconhecido é responsável pela diferença na morfologia dos RHs em aglomerados que são semelhantes em todos os outros aspectos.

Relação com o Red Clump[editar | editar código-fonte]

Uma classe relacionada é a das gigantes clump, aquelas pertencentes ao chamado red clump, as quais são relativamente jovens (e portanto mais massivas) e geralmente equivalentes da população I ricos em metais das estrelas do RH (que pertencem à população II). Tanto as estrelas do RH quanto as gigantes clump realizam a fusão do hélio para o carbono em seus núcleos, mas as diferenças na estrutura de suas camadas mais externas resultam nos diferentes tipos de estrelas possuindo raios diferentes, temperaturas efetivas, e cor. Como o índice de cor é a coordenada horizontal em um diagrama cor-magnitude, os diferentes tipos de estrelas aparecem em diferentes partes do DCM apesar de terem a mesma matriz energética. Como resultado, o red clump representa um extremo da morfologia do ramo horizontal: todas as estrelas se encontram na terminação vermelha do ramo horizontal, e pode ser difícil discernir as estrelas ascendendo para o ramo das gigantes vermelhas pela primeira vez.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. 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, Bibcode:1952AJ.....57....4A, doi:10.1086/106674 
  2. Sandage, A. R. (1953), «The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3», Astronomical Journal, 58: 61–75, Bibcode:1953AJ.....58...61S, doi:10.1086/106822 
  3. American Association of Variable Star Observers. «Types of Variables». Consultado em 12 de março de 2011