stringtranslate.com

Красный комок

Красное скопление — это заметная группа красных гигантских звезд с температурой около 5000 К и длиной волны 75  L ☉ .

Красный сгусток представляет собой скопление красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела при температуре около 5000 К и абсолютной величине (M V ) +0,5, что немного горячее большинства звезд ветви красных гигантов той же светимости. Он виден как более плотная область ветви красных гигантов или выпуклость в сторону более высоких температур. Он заметен во многих галактических рассеянных скоплениях , а также во многих шаровых скоплениях промежуточного возраста и в близлежащих звездах поля (например, звезды Hipparcos ).

Красные гиганты сгустка — это холодные звезды горизонтальной ветви , звезды, изначально похожие на Солнце, которые подверглись гелиевой вспышке и теперь синтезируют гелий в своих ядрах.

Характеристики

Свойства звезд красного сгустка различаются в зависимости от их происхождения, в первую очередь от металличности звезд, но обычно они имеют ранние спектральные типы K и эффективные температуры около 5000 K. Абсолютная визуальная величина гигантов красного сгустка вблизи Солнца была измерена в среднем на уровне +0,81 с металличностью от −0,6 до +0,4 dex. [1]

Существует значительный разброс в свойствах звезд красного сгустка даже в пределах одной популяции подобных звезд, такой как рассеянное скопление. Это отчасти связано с естественными изменениями температур и светимостей звезд горизонтальной ветви при их формировании и развитии, а отчасти с присутствием других звезд с похожими свойствами. [2] Хотя звезды красного сгустка, как правило, горячее звезд ветви красных гигантов, эти две области перекрываются, и статус отдельных звезд может быть определен только при детальном изучении химического состава. [3] [4]

Эволюция

Старые рассеянные скопления, показывающие едва заметные красные сгустки [5]

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

Звезды с массой, схожей с солнечной, эволюционируют к кончику ветви красных гигантов с вырожденным гелиевым ядром. Более массивные звезды покидают ветвь красных гигантов рано и совершают синюю петлю , но все звезды с вырожденным ядром достигают кончика с очень похожими массами ядра, температурами и светимостями. После гелиевой вспышки они лежат вдоль ZAHB, все с гелиевыми ядрами чуть менее 0,5  M ☉ , и их свойства определяются в основном размером водородной оболочки снаружи ядра. Меньшие массы оболочки приводят к более слабому слиянию водородной оболочки и дают более горячие и немного менее яркие звезды, нанизанные вдоль горизонтальной ветви. Различные начальные массы и естественные вариации скоростей потери массы на ветви красных гигантов вызывают вариации масс оболочек, хотя гелиевые ядра все одинакового размера. Звезды с низкой металличностью более чувствительны к размеру водородной оболочки, поэтому при тех же массах оболочки они распространяются дальше вдоль горизонтальной ветви и меньше попадают в красный сгусток.

Хотя звезды красного сгустка последовательно лежат на горячей стороне ветви красных гигантов, из которой они эволюционировали, звезды красного сгустка и ветви красных гигантов из разных популяций могут перекрываться. Это происходит в ω Центавра , где звезды ветви красных гигантов с низким содержанием металлов имеют такую ​​же или более высокую температуру, как и более богатые металлами гиганты красного сгустка. [3]

Другие звезды, не строго звезды горизонтальной ветви, могут находиться в той же области диаграммы HR. Звезды, слишком массивные, чтобы развить вырожденное гелиевое ядро ​​на ветви красных гигантов, воспламенят гелий до кончика ветви красных гигантов и выполнят синюю петлю. Для звезд лишь немного массивнее Солнца, около 2  M ☉ , синяя петля очень короткая и имеет светимость, близкую к светимости красных гигантов сгустка. Эти звезды на порядок менее распространены, чем звезды, подобные солнцу, и даже более редки по сравнению с субсолнечными звездами, которые могут образовывать красные гиганты сгустка, а продолжительность синей петли намного меньше времени, проведенного красным гигантом сгустка на горизонтальной ветви. Это означает, что эти самозванцы гораздо менее распространены на диаграмме H–R, но все еще обнаруживаются. [2]

Звезды с 2–3  M ☉ также пройдут через красное скопление, поскольку они эволюционируют вдоль ветви субгигантов . Это снова очень быстрая фаза эволюции , но такие звезды, как OU Andromedae, находятся в области красного скопления (5500 K и 100  L ☉ ), хотя считается, что это субгигант, пересекающий щель Герцшпрунга . [2]

Стандартные свечи

Теоретически абсолютные светимости звезд в красном скоплении довольно независимы от звездного состава или возраста, так что, следовательно, они являются хорошими стандартными свечами для оценки астрономических расстояний как в пределах нашей галактики, так и до близлежащих галактик и скоплений. Изменения, вызванные металличностью, массой, возрастом и вымираниями, слишком сильно влияют на визуальные наблюдения, чтобы быть полезными, но эффекты намного меньше в инфракрасном диапазоне. Наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне I, в частности, использовались для установления расстояний красного скопления. Абсолютные величины для красного скопления при солнечной металличности были измерены как −0,22 в диапазоне I и −1,54 в диапазоне K. [8] Расстояние до Галактического центра было измерено таким образом, дав результат 7,52 кпк в соответствии с другими методами. [ 9]

Красная шишка

Красный комок не следует путать с «красным бугром» или бугром ветви красных гигантов, который представляет собой менее заметное скопление гигантов на полпути вдоль ветви красных гигантов , возникающее, когда звезды, поднимающиеся по ветви красных гигантов, временно уменьшают свою светимость из-за внутренней конвекции. [10]

Примеры

Многие из ярких «красных гигантов», видимых на небе, на самом деле являются звездами красного сгустка класса G или раннего K. Поллукс , ближайший к Солнцу красный гигант, считается звездой красного сгустка. [11] Другие известные примеры включают:

Арктур ​​иногда считался гигантом-сгустком [16], но сейчас его чаще относят к ветви красных гигантов, он несколько холоднее и ярче, чем звезда-сгусток [17] .

Ссылки

  1. ^ Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Siebert, A. (2003). «Вертикальное распределение звезд галактического диска». Астрономия и астрофизика . 398 : 141–151. arXiv : astro-ph/0210628 . Bibcode : 2003A&A...398..141S. doi : 10.1051/0004-6361:20021615. S2CID  14060900.
  2. ^ abc Жирарди, Лео (1999). «Вторичное скопление красных гигантских звезд: почему и где». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 308 (3): 818–832. arXiv : astro-ph/9901319 . Bibcode : 1999MNRAS.308..818G. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.02746.x . S2CID  3253711.
  3. ^ ab Ree, CH; Yoon, S.-J.; Rey, S.-C.; Lee, Y.-W. (2002). "Синтетические диаграммы цвет-величина для ω Центавра и других массивных шаровых скоплений с множественным населением". Omega Centauri . 265 : 101. arXiv : astro-ph/0110689 . Bibcode :2002ASPC..265..101R.
  4. ^ Nataf, DM; Udalski, A.; Gould, A.; Fouqué, P.; Stanek, KZ (2010). «Расщепленный красный комок Галактической балджи из OGLE-III». The Astrophysical Journal Letters . 721 (1): L28–L32. arXiv : 1007.5065 . Bibcode : 2010ApJ...721L..28N. doi : 10.1088/2041-8205/721/1/L28. S2CID  118602293.
  5. ^ Сараджедини, Ата (1999). «Исследование открытого скопления WIYN. III. Наблюдаемое изменение светимости и цвета красного скопления в зависимости от металличности и возраста». The Astronomical Journal . 118 (5): 2321–2326. Bibcode : 1999AJ....118.2321S. doi : 10.1086/301112 .
  6. ^ Чжао, Г.; Цю, Х. М.; Мао, Шудэ (2001). «Высокоразрешающие спектроскопические наблюдения гигантов красного сгустка Hipparcos: определения металличности и массы». The Astrophysical Journal . 551 (1): L85. Bibcode :2001ApJ...551L..85Z. doi :10.1086/319832. S2CID  119700315.
  7. ^ d'Antona, Francesca; Caloi, Vittoria (2004). «Ранняя эволюция шаровых скоплений: случай NGC 2808». The Astrophysical Journal . 611 (2): 871–880. arXiv : astro-ph/0405016 . Bibcode : 2004ApJ...611..871D. doi : 10.1086/422334. S2CID  10112905.
  8. ^ Groenewegen, MAT (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. doi : 10.1051/0004-6361:200810201. S2CID  118411109.
  9. ^ Нишияма, Сёго; Нагата, Тетсуя; Сато, Сюдзи; Като, Дайсуке; Нагаяма, Такахиро; Кусакабэ, Нобухико; Мацунага, Нориюки; Наой, Такахиро; Сугитани, Кодзи; Тамура, Мотохидэ (2006). «Расстояние до центра Галактики, полученное из инфракрасной фотометрии звезд красного скопления балджа». The Astrophysical Journal . 647 (2): 1093–1098. arXiv : astro-ph/0607408 . Bibcode :2006ApJ...647.1093N. doi :10.1086/505529. S2CID  17487788.
  10. ^ Alves, David R.; Sarajedini, Ata (1999). «Зависящие от возраста светимости красного гигантского ветвления Bump, асимптотического гигантского ветвления Bump и горизонтального красного скопления Branch». The Astrophysical Journal . 511 (1): 225–234. arXiv : astro-ph/9808253 . Bibcode : 1999ApJ...511..225A. doi : 10.1086/306655. S2CID  18834541.
  11. ^ Хоус, Луиза М.; Линдегрен, Леннарт; Фельцинг, София; Чёрч, Росс П.; Бенсби, Томас (февраль 2019 г.). «Оценка звёздных возрастов и металличности по параллаксам и широкополосной фотометрии — успехи и недостатки». Астрономия и астрофизика . 622 : A27. arXiv : 1804.08321 . doi : 10.1051/0004-6361/201833280. ISSN  0004-6361.
  12. ^ ab Ayres, Thomas R.; Simon, Theodore; Stern, Robert A.; Drake, Stephen A.; Wood, Brian E.; Brown, Alexander (1998). "Короны гигантов умеренной массы в щели Герцшпрунга и сгустке". The Astrophysical Journal . 496 (1): 428–448. Bibcode :1998ApJ...496..428A. doi : 10.1086/305347 .
  13. ^ Сато, Буней и др. (2007). «Планетный компаньон Гиады Гигант ε Тельца». The Astrophysical Journal . 661 (1): 527–531. Bibcode : 2007ApJ...661..527S. doi : 10.1086/513503 .
  14. ^ Рефферт, Сабина; Бергманн, Кристоф; Квирренбах, Андреас; Трифонов, Трифон; Кюнстлер, Андреас (февраль 2015 г.). "Точные радиальные скорости гигантских звезд VII. Частота появления гигантских внесолнечных планет как функция массы и металличности". Астрономия и астрофизика . 574 : A116. arXiv : 1412.4634 . Bibcode :2015A&A...574A.116R. doi :10.1051/0004-6361/201322360. ISSN  0004-6361.
  15. ^ Alves, David R. (2000-08-20). "K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity". The Astrophysical Journal . 539 (2): 732–741. arXiv : astro-ph/0003329 . Bibcode : 2000ApJ...539..732A. doi : 10.1086/309278. ISSN  0004-637X.
  16. ^ Maeckle, R.; Holweger, H.; Griffin, R.; Griffin, R. (1975). "Анализ спектра Арктура с помощью модели атмосферы". Astronomy and Astrophysics . 38 : 239. Bibcode : 1975A&A....38..239M.
  17. ^ Рамирес, И.; Альенде Прието, К. (2011). «Фундаментальные параметры и химический состав Арктура». The Astrophysical Journal . 743 (2): 135. arXiv : 1109.4425 . Bibcode : 2011ApJ...743..135R. doi : 10.1088/0004-637X/743/2/135. S2CID  119186472.

Внешние ссылки