Красный комок - Red clump

Красный комок - заметная группа красный гигант звезды около 5000 К и 75L☉.

В красный комок представляет собой кластеризацию красные гиганты в Диаграмма Герцшпрунга – Рассела при температуре около 5000 К и абсолютная величина (MV) +0,5, немного горячее, чем у большинства красный гигант-ветвь звезды такой же светимости. Это видно как более плотная область ветви красного гиганта или выпуклость в сторону более высоких температур. Это заметно во многих галактических открытые кластеры, а также это заметно у многих людей среднего возраста. шаровые скопления и в соседних звездах поля (например, Звезды Hipparcos ).

Красные сгустки гигантов крутые горизонтальная ветвь звезды, звезды, изначально похожие на Солнце, которые претерпели гелиевая вспышка и сейчас сплавление гелия в их ядрах.

Характеристики

Звездные свойства красного сгустка различаются в зависимости от их происхождения, в первую очередь от металличность звезд, но обычно они имеют ранние спектральные классы K и эффективные температуры около 5000 К. Абсолютное визуальная величина красных сгустков гигантов около Солнца было измерено в среднем +0,81 с металличностью от -0,6 до +0,4 dex.[1]

Свойства красных сгустков сильно различаются даже в пределах одной популяции подобных звезд, таких как рассеянное скопление. Частично это связано с естественным изменением температуры и светимости звезд горизонтальной ветви при их формировании и развитии, а частично - из-за присутствия других звезд с аналогичными свойствами.[2] Хотя красные сгустки звезд обычно горячее, чем звезды ветви красных гигантов, эти две области перекрываются, и статус отдельных звезд может быть определен только с помощью подробного исследования химического состава.[3][4]

Эволюция

Основная статья: Горизонтальная ветка
Старые рассеянные скопления с едва заметными красными сгустками[5]

Моделирование горизонтальной ветви показало, что звезды имеют сильную тенденцию к скоплению на холодном конце горизонтальной ветви нулевого возраста (ZAHB). Эта тенденция слабее у звезд с низкой металличностью, поэтому красный сгусток обычно более заметен в богатых металлами скоплениях. Однако есть и другие эффекты, и в некоторых шаровых скоплениях с низким содержанием металлов есть хорошо заселенные красные сгустки.[6][7]

Звезды с массой, аналогичной массе Солнца, эволюционируют к вершине ветви красных гигантов с выродиться гелиевое ядро. Более массивные звезды рано покидают ветвь красных гигантов и совершают синяя петля, но все звезды с вырожденным ядром достигают вершины с очень похожими массами ядра, температурой и светимостью. После гелиевой вспышки они лежат вдоль ZAHB, все с гелиевыми сердцевинами чуть меньше 0,5M☉ и их свойства в основном определяются размером водородной оболочки вне ядра. Чем меньше масса оболочки, тем слабее синтез водородных оболочек и дают более горячие и чуть менее светящиеся звезды, нанизанные вдоль горизонтальной ветви. Различные начальные массы и естественные вариации в скорости потери массы на ветви красных гигантов вызывают вариации масс оболочки, даже если все гелиевые ядра имеют одинаковый размер. Звезды с низкой металличностью более чувствительны к размеру водородной оболочки, поэтому при одинаковых массах оболочки они распространяются дальше по горизонтальной ветви и меньше попадают в красный сгусток.

Хотя красные сгустки звезд последовательно лежат на горячей стороне ветви красных гигантов, из которой они произошли, красные сгустки и красные звезды-гиганты из разных популяций могут перекрываться. Это происходит в ω Центавра где бедные металлами звезды-ветви красных гигантов имеют такую ​​же или более высокую температуру, как более богатые металлами красные сгустки гигантов.[3]

Другие звезды, а не строго горизонтальные звезды ветви, могут находиться в той же области диаграммы H-R. Звезды, слишком массивные, чтобы образовать ядро ​​вырожденного гелия на ветви красных гигантов, воспламенит гелий до того, как кончик ветви красного гиганта и выполняем синюю петлю. Для звезд, которые немного массивнее Солнца, около 2M☉, синяя петля очень короткая и по светимости похожа на красные сгустки гигантов. Эти звезды на порядок реже, чем звезды, подобные Солнцу, даже реже по сравнению с субсолнечными звездами, которые могут образовывать красные сгустки гигантов, а продолжительность синей петли намного меньше времени, затрачиваемого на красное сгусток гиганта. на горизонтальной ветви. Это означает, что эти самозванцы гораздо реже встречаются на диаграмме H-R, но все же обнаруживаются.[2]

Звезды с 2 - 3M☉ также пройдут через красный комок, когда они будут развиваться вдоль субгигантская ветвь. Это снова очень быстрая фаза эволюция, но такие звезды, как OU Andromedae находятся в области красных сгустков (5500 K и 100L☉), хотя считается, что это субгигант, пересекающий Разрыв Герцшпрунга.[2]

Стандартные свечи

Теоретически абсолютная светимость звезд в красном сгустке практически не зависят от звездного состава или возраста, так что, следовательно, они стандартные свечи для оценки астрономических расстояний как внутри нашей галактики, так и до ближайших галактик и скоплений. Вариации из-за металличности, массы, возраста и вымирания влияют на визуальные наблюдения слишком сильно, чтобы их можно было использовать, но в инфракрасном диапазоне эффекты гораздо меньше. Ближний инфракрасный Я группа наблюдения, в частности, использовались для определения расстояний между красными сгустками. Абсолютные звездные величины для красного сгустка при металличности Солнца были измерены на уровне -0,22 в Я группа и −1,54 в Группа K.[8] Расстояние до галактический центр был измерен таким образом, дав результат 7,52 кпк в соответствии с другими методами.[9]

Красная шишка

Красное скопление не следует путать с "красным выступом" или выступом красной гигантской ветви, который представляет собой менее заметное скопление гигантов на полпути вдоль берега. Красный гигант филиал, вызванное временным уменьшением яркости звезд, восходящих по ветви красных гигантов, из-за внутренней конвекции.[10]

Примеры

Многие из ярких «красных гигантов», видимых на небе, на самом деле являются ранними звездами красного сгустка K-класса:

Арктур иногда думали, что это гигантская глыба,[13] но теперь чаще считается, что она находится на ветви красных гигантов, несколько холоднее и ярче, чем звезда с красным сгустком.[14]

Рекомендации

  1. ^ Soubiran, C .; Bienaymé, O .; Зиберт, А. (2003). «Вертикальное распределение звезд галактического диска». Астрономия и астрофизика. 398: 141–151. arXiv:Astro-ph / 0210628. Bibcode:2003A&A ... 398..141S. Дои:10.1051/0004-6361:20021615.
  2. ^ а б c Жирарди, Лео (1999). «Вторичный сгусток красных звезд-гигантов: почему и где». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 308 (3): 818–832. arXiv:Astro-ph / 9901319. Bibcode:1999МНРАС.308..818Г. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1999.02746.x.
  3. ^ а б Ree, C.H .; Юн, С.-Дж .; Rey, S.-C .; Ли, Ю.-В. (2002). «Синтетические диаграммы цвет-величина для ω Центавра и других массивных шаровидных скоплений с множественными популяциями». Омега Центавра. 265: 101. arXiv:astro-ph / 0110689. Bibcode:2002ASPC..265..101R.
  4. ^ Натаф, Д. М .; Удальский, А .; Gould, A .; Fouqué, P .; Станек, К. З. (2010). "Расколотый красный комок Галактической выпуклости от OGLE-III". Письма в астрофизический журнал. 721 (1): L28 – L32. arXiv:1007.5065. Bibcode:2010ApJ ... 721L..28N. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 721/1 / L28.
  5. ^ Сарадждини, Ата (1999). "Исследование открытого кластера WIYN. III. Наблюдаемое изменение светимости и цвета красных сгустков в зависимости от металличности и возраста". Астрономический журнал. 118 (5): 2321–2326. Bibcode:1999AJ .... 118.2321S. Дои:10.1086/301112.
  6. ^ Zhao, G .; Qiu, H.M .; Мао, Шудэ (2001). "Спектроскопические наблюдения с высоким разрешением гигантов красного скопления Hipparcos: металличность и определение массы". Астрофизический журнал. 551 (1): L85. Bibcode:2001ApJ ... 551L..85Z. Дои:10.1086/319832.
  7. ^ д'Антона, Франческа; Калои, Виттория (2004). «Ранняя эволюция шаровых скоплений: случай NGC 2808». Астрофизический журнал. 611 (2): 871–880. arXiv:Astro-ph / 0405016. Bibcode:2004ApJ ... 611..871D. Дои:10.1086/422334.
  8. ^ Groenewegen, M.A.T. (2008). «Абсолютная величина красного сгустка на основе пересмотренных параллаксов Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 488 (3): 935–941. arXiv:0807.2764. Bibcode:2008A & A ... 488..935G. Дои:10.1051/0004-6361:200810201.
  9. ^ Нишияма, Сёго; Нагата, Тецуя; Сато, Сюдзи; Като, Дайсуке; Нагаяма, Такахиро; Кусакабэ, Нобухико; Мацунага, Нориюки; Наои, Такахиро; Сугитани, Кодзи; Тамура, Мотохайд (2006). «Расстояние до центра Галактики, полученное по данным инфракрасной фотометрии звезд с красным скоплением балджа». Астрофизический журнал. 647 (2): 1093–1098. arXiv:astro-ph / 0607408. Bibcode:2006ApJ ... 647.1093N. Дои:10.1086/505529.
  10. ^ Алвес, Дэвид Р .; Сарадждини, Ата (1999). «Возрастная светимость выступа на ветви красного гиганта, выступа на асимптотической ветви гиганта и красного выступа на горизонтальной ветви». Астрофизический журнал. 511 (1): 225–234. arXiv:Astro-ph / 9808253. Bibcode:1999ApJ ... 511..225A. Дои:10.1086/306655.
  11. ^ а б Ayres, Thomas R .; Симон, Теодор; Стерн, Роберт А .; Дрейк, Стивен А .; Вуд, Брайан Э .; Браун, Александр (1998). "Корона гигантов средней массы в провале Герцшпрунга и скоплении". Астрофизический журнал. 496 (1): 428–448. Bibcode:1998ApJ ... 496..428A. Дои:10.1086/305347.
  12. ^ Сато, Бунъэй; и другие. (2007). "Планетарный спутник гиганта Гиады ε Тельца". Астрофизический журнал. 661 (1): 527–531. Bibcode:2007ApJ ... 661..527S. Дои:10.1086/513503.
  13. ^ Maeckle, R .; Holweger, H .; Griffin, R .; Гриффин, Р. (1975). "Модель-атмосферный анализ спектра Арктура". Астрономия и астрофизика. 38: 239. Bibcode:1975A&A .... 38..239M.
  14. ^ Рамирес, I .; Альенде Прието, К. (2011). «Основные параметры и химический состав Арктура». Астрофизический журнал. 743 (2): 135. arXiv:1109.4425. Bibcode:2011ApJ ... 743..135R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 743/2/135.

внешняя ссылка