Красный комок
Красное сгусток представляет собой скопление красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела с температурой около 5000 К и абсолютной величиной ( MV ) +0,5, что немного горячее, чем у большинства звезд ветви красных гигантов той же светимости. Он виден как более плотная область ветви красных гигантов или выпуклость в сторону более высоких температур. Оно заметно во многих галактических рассеянных скоплениях среднего возраста , а также во многих шаровых скоплениях и в близлежащих звездах поля (например, звездах Гиппаркоса ).
Гиганты из красных сгустков — это холодные звезды горизонтальной ветви , звезды, изначально похожие на Солнце, которые подверглись гелиевой вспышке и теперь плавят гелий в своих ядрах.
Характеристики
[ редактировать ]Свойства звезд из красных сгустков варьируются в зависимости от их происхождения, особенно от металличности звезд, но обычно они имеют ранние спектральные классы K и эффективные температуры около 5000 К. Абсолютная визуальная величина гигантов из красных сгустков вблизи Солнца была измерена на в среднем +0,81 с металличностью от -0,6 до +0,4 dex. [1]
Существует значительный разброс свойств звезд красных сгустков даже в пределах одной популяции подобных звезд, такой как рассеянное скопление. Частично это связано с естественным изменением температуры и светимости звезд горизонтальной ветви во время их формирования и эволюции, а частично из-за присутствия других звезд с похожими свойствами. [2] Хотя звезды красного скопления обычно горячее звезд ветвей красных гигантов, эти две области перекрываются, и статус отдельных звезд можно определить только на основе детального изучения химического состава. [3] [4]
Эволюция
[ редактировать ]
Моделирование горизонтальной ветви показало, что звезды имеют сильную тенденцию скопляться на холодном конце горизонтальной ветви нулевого возраста (ZAHB). Эта тенденция слабее у звезд с низкой металличностью, поэтому красное сгусток обычно более заметен в скоплениях, богатых металлами. Однако есть и другие эффекты: в некоторых бедных металлами шаровых скоплениях имеются густонаселенные красные сгустки. [6] [7]
Звезды с массой, близкой к солнечной, эволюционируют к вершине ветви красных гигантов с вырожденным гелиевым ядром. Более массивные звезды рано покидают ветвь красных гигантов и совершают синюю петлю , но все звезды с вырожденным ядром достигают вершины с очень схожими массами ядра, температурой и светимостью. После гелиевой вспышки они лежат вдоль ZAHB, все с гелиевым ядром чуть меньше 0,5 M ☉ , а их свойства определяются в основном размером водородной оболочки вне ядра. Меньшая масса оболочки приводит к более слабому синтезу водородной оболочки и дает более горячие и немного менее яркие звезды, расположенные вдоль горизонтальной ветви. Различные начальные массы и естественные изменения скорости потери массы на ветви красных гигантов вызывают изменения масс оболочки, хотя все гелиевые ядра имеют одинаковый размер. Звезды с низкой металличностью более чувствительны к размерам водородной оболочки, поэтому при одинаковых массах оболочки они распространяются дальше по горизонтальной ветви и меньше попадают в красное сгусток.
Хотя звезды красного скопления постоянно лежат на горячей стороне ветви красных гигантов, из которой они произошли, звезды красного скопления и ветви красных гигантов из разных популяций могут перекрываться. Это происходит в ω Центавра , где бедные металлами звезды ветвей красных гигантов имеют такие же или более высокие температуры, что и более богатые металлами красные гиганты-скопления. [3]
Другие звезды, не строго звезды горизонтальной ветви, могут находиться в той же области диаграммы HR. Звезды, слишком массивные для того, чтобы образовать вырожденное гелиевое ядро на ветви красных гигантов, воспламенят гелий перед кончиком ветви красных гигантов и образуют синюю петлю. У звезд, лишь немногим более массивных, чем Солнце, около 2 M ☉ , синяя петля очень короткая и имеет яркость, подобную светимости красных скоплений гигантов. Эти звезды на порядок менее распространены, чем солнцеподобные звезды, даже более редки по сравнению с подсолнечными звездами, которые могут образовывать красные гиганты-сгустки, а продолжительность синей петли намного меньше времени, проведенного красным гигантом-сгустком. на горизонтальной ветви. Это означает, что эти самозванцы гораздо реже встречаются на диаграмме H–R, но их все же можно обнаружить. [2]
Звезды с 2–3 M ☉ также пройдут через красное сгусток по мере эволюции вдоль ветви субгигантов . Это снова очень быстрая фаза эволюции , но такие звезды, как OU Андромеды, находятся в области красных сгустков (5500 К и 100 L☉ ) , хотя считается, что это субгигант, пересекающий щель Герцшпрунга . [2]
Стандартные свечи
[ редактировать ]Теоретически абсолютная светимость звезд в красном скоплении практически не зависит от звездного состава или возраста, поэтому они являются хорошими стандартными свечами для оценки астрономических расстояний как внутри нашей галактики, так и до близлежащих галактик и скоплений. Вариации, связанные с металличностью, массой, возрастом и вымиранием, слишком сильно влияют на визуальные наблюдения, чтобы они могли быть полезны, но в инфракрасном диапазоне эти эффекты гораздо меньше. Наблюдения в ближнем инфракрасном I-диапазоне , в частности, использовались для установления расстояний до красных сгустков. Абсолютные звездные величины красного сгустка при солнечной металличности были измерены на уровне -0,22 в полосе I и -1,54 в K. полосе [8] Расстояние до центра Галактики было измерено таким образом, что дало результат 7,52 кпк, что соответствует другим методам. [9]
Красная шишка
[ редактировать ]Красный комок не следует путать с «красным выступом» или выступом ветки красных гигантов, который представляет собой менее заметное скопление гигантов на полпути вдоль ветви красных гигантов , вызванное тем, что звезды, восходящие по ветви красных гигантов, временно уменьшают светимость. из-за внутренней конвекции. [10]
Примеры
[ редактировать ]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 скопления. [11] Другие известные примеры включают в себя:
Арктур иногда считался гигантским гигантом. [16] но теперь чаще считается, что он находится на ветви красных гигантов, несколько холоднее и ярче, чем звезда красного скопления. [17]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Субиран, К.; Бьенеме, О.; Зиберт, А. (2003). «Вертикальное распределение звезд галактического диска». Астрономия и астрофизика . 398 : 141–151. arXiv : astro-ph/0210628 . Бибкод : 2003A&A...398..141S . дои : 10.1051/0004-6361:20021615 . S2CID 14060900 .
- ^ Jump up to: а б с Жирарди, Лео (1999). «Вторичное скопление красных гигантов: почему и где» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 308 (3): 818–832. arXiv : astro-ph/9901319 . Бибкод : 1999MNRAS.308..818G . дои : 10.1046/j.1365-8711.1999.02746.x . S2CID 3253711 .
- ^ Jump up to: а б Ри, Швейцария; Юн, С.-Дж.; Рей, Южная Каролина; Ли, Ю.-В. (2002). «Синтетические диаграммы цвет-величина для ω Центавра и других массивных шаровых скоплений с множественным населением». Омега Центавра . 265 : 101. arXiv : astro-ph/0110689 . Бибкод : 2002ASPC..265..101R .
- ^ Натаф, Д.М.; Удальский, А.; Гулд, А.; Фуке, П.; Станек, Казахстан (2010). «Расколотый красный комок галактической выпуклости из OGLE-III». Письма астрофизического журнала . 721 (1): L28–L32. arXiv : 1007.5065 . Бибкод : 2010ApJ...721L..28N . дои : 10.1088/2041-8205/721/1/L28 . S2CID 118602293 .
- ^ Сараджедини, Ата (1999). «Исследование открытого кластера WIYN. III. Наблюдаемые изменения светимости и цвета красного сгустка в зависимости от металличности и возраста» . Астрономический журнал . 118 (5): 2321–2326. Бибкод : 1999AJ....118.2321S . дои : 10.1086/301112 .
- ^ Чжао, Г.; Цю, HM; Мао, Шуде (2001). «Спектроскопические наблюдения высокого разрешения за гигантами красных глыб Hipparcos: определение металличности и массы». Астрофизический журнал . 551 (1): L85. Бибкод : 2001ApJ...551L..85Z . дои : 10.1086/319832 . S2CID 119700315 .
- ^ д'Антона, Франческа; Калой, Виттория (2004). «Ранняя эволюция шаровых скоплений: случай NGC 2808». Астрофизический журнал . 611 (2): 871–880. arXiv : astro-ph/0405016 . Бибкод : 2004ApJ...611..871D . дои : 10.1086/422334 . S2CID 10112905 .
- ^ Гроеневеген, MAT (2008). «Абсолютная величина красного скопления на основе пересмотренных параллаксов Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 488 (3): 935–941. arXiv : 0807.2764 . Бибкод : 2008A&A...488..935G . дои : 10.1051/0004-6361:200810201 . S2CID 118411109 .
- ^ Нисияма, Сёго; Нагата, Тецуя; Сато, Сюдзи; Като, Дайсуке; Нагаяма, Такахиро; Кусакабэ, Нобухико; Мацунага, Нориюки; Наои, Такахиро; Сугитани, Кодзи; Тамура, Мотохидэ (2006). «Расстояние до галактического центра, полученное на основе инфракрасной фотометрии звезд красного сгустка выпуклости». Астрофизический журнал . 647 (2): 1093–1098. arXiv : astro-ph/0607408 . Бибкод : 2006ApJ...647.1093N . дои : 10.1086/505529 . S2CID 17487788 .
- ^ Алвес, Дэвид Р.; Сараджедини, Ата (1999). «Зависимая от возраста светимость выступа красной гигантской ветви, асимптотического выступа гигантской ветви и красного скопления горизонтальной ветви». Астрофизический журнал . 511 (1): 225–234. arXiv : astro-ph/9808253 . Бибкод : 1999ApJ...511..225A . дои : 10.1086/306655 . S2CID 18834541 .
- ^ Хоуз, Луиза М.; Линдегрен, Леннарт; Фельцинг, София; Черч, Росс П.; Бенсби, Томас (февраль 2019 г.). «Оценка возраста и металличности звезд по параллаксам и широкополосной фотометрии – успехи и недостатки» . Астрономия и астрофизика . 622 : А27. дои : 10.1051/0004-6361/201833280 . ISSN 0004-6361 .
- ^ Jump up to: а б Эйрес, Томас Р.; Саймон, Теодор; Стерн, Роберт А.; Дрейк, Стивен А.; Вуд, Брайан Э.; Браун, Александр (1998). «Короны гигантов умеренной массы в разрыве Герцшпрунга и сгустке» . Астрофизический журнал . 496 (1): 428–448. Бибкод : 1998ApJ...496..428A . дои : 10.1086/305347 .
- ^ Сато, Буней; и др. (2007). «Планетарный спутник гиганта Гиад ε Тельца» . Астрофизический журнал . 661 (1): 527–531. Бибкод : 2007ApJ...661..527S . дои : 10.1086/513503 .
- ^ Реферт, Сабина; Бергманн, Кристоф; Квирренбах, Андреас; Трифонов, Трифон; Кюнстлер, Андреас (февраль 2015 г.). «Точные лучевые скорости звезд-гигантов VII. Частота появления гигантских внесолнечных планет как функция массы и металличности». Астрономия и астрофизика . 574 : А116. arXiv : 1412.4634 . Бибкод : 2015A&A...574A.116R . дои : 10.1051/0004-6361/201322360 . ISSN 0004-6361 .
- ^ Алвес, Дэвид Р. (20 августа 2000 г.). «Калибровка светимости красного сгустка в K-диапазоне». Астрофизический журнал . 539 (2): 732–741. arXiv : astro-ph/0003329 . Бибкод : 2000ApJ...539..732A . дои : 10.1086/309278 . ISSN 0004-637X .
- ^ Мэкл, Р.; Холвегер, Х.; Гриффин, Р.; Гриффин, Р. (1975). «Анализ модельной атмосферы спектра Арктура». Астрономия и астрофизика . 38 : 239. Бибкод : 1975A&A....38..239M .
- ^ Рамирес, И.; Альенде Прието, К. (2011). «Фундаментальные параметры и химический состав Арктура». Астрофизический журнал . 743 (2): 135. arXiv : 1109.4425 . Бибкод : 2011ApJ...743..135R . дои : 10.1088/0004-637X/743/2/135 . S2CID 119186472 .
