Открыть главное меню

Красное скопление

Красное скопление представляет собой скопление красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела при температуре около 5000 К и абсолютной величине (MV) +0,5, то есть они горячее, чем большинство звёзд, красных гигантов, с той же светимостью. Оно видно как более плотная область красной гигантской ветви или выпуклость в сторону более высоких температур. Красные гиганты — это прохладные горизонтальные звезды, звезды, первоначально похожие на Солнце, которые подверглись гелиевой вспышке и теперь сжигают гелий в своих ядрах.

СвойстваПравить

Свойства звёзд красного сгустка варьируются в зависимости от их происхождения, в первую очередь от содержания металла звёзд, но обычно они имеют ранние K спектральные типы и эффективные температуры около 5000 K. Абсолютная визуальная величина красных гигантов сгустка вблизи Солнца была измерена в среднем +0,81 с содержанием металла от -0,6 до +0,4 dex.[1]

Существует значительное разброс свойств красных гигантов скоплений даже в пределах одной популяции подобных звёзд, таких как открытое скопление. Это частично объясняется естественными колебаниями температур и светимости горизонтальных ответвлений звёзд при их формировании и эволюции, а также наличием других звёзд с аналогичными свойствами.[2] Хотя красные гиганты скоплений обычно горячее, чем звёзды красных гигантов в ветви, эти две области перекрываются, и статус отдельных звёзд может быть присвоен только при детальном исследовании химического изобилия.[3][4]

ЭволюцияПравить

Моделирование горизонтальной ветви показало, что звёзды имеют склонность к скоплению в прохладном конце горизонтальной ветви нулевого возраста (ZAHB). Эта тенденция слабее у звёзд с низким содержанием металла, поэтому красное скопление обычно более заметно в богатых металлом сгустках. Однако есть и другие эффекты, и есть хорошо заселённые красные скопления в некоторых бедных металлами шаровых скоплениях.[5]d'Antona, Francesca; Caloi, Vittoria (2004). "The Early Evolution of Globular Clusters: The Case of NGC 2808". The Astrophysical Journal. 611 (2): 871. arXiv:astro-ph/0405016. Bibcode:2004ApJ...611..871D. doi:10.1086/422334.[6] Звёзды с массой, сходной с массой Солнца, эволюционируют к верхушке ветви красного гиганта с вырожденным гелиевым ядром. Более массивные звёзды рано покидают ветвь красного гиганта и делают синюю петлю, но все звёзды с вырожденным ядром достигают вершины с очень похожими массами ядра, температурами и светимостью. После вспышки гелия они лежат вдоль ZAHB, все с сердечниками гелия как раз под 0.5 M☉ и их свойствами определенными главным образом размером габарита водорода вне сердечника. Уменьшение массы огибающей приводят к более слабому слиянию водородных оболочек и дают более горячие и чуть менее светящиеся звезды. Звезды с низким содержанием металлов более чувствительны к размеру водородной оболочки, поэтому при одинаковой массе оболочки они распространяются дальше по горизонтальной ветви и реже попадают в красные скопления.

Хотя красные скопления последовательно лежат на горячей стороне ветви красного гиганта, из которой они развились, красные скопления и красные ветви из разных популяций могут перекрываться. Это происходит в ω Центавре, где бедные металлом звезды с красными гигантскими ветвями имеют те же или более горячие температуры, что и более богатые металлом красные гиганты.[3]

Стандартные свечиПравить

Теоретически, абсолютная светимость звёзд в красном скоплении довольно независима от звёздного 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, обусловленные содержанием металла, массой, возрастом и вымиранием, слишком сильно влияют на визуальные наблюдения, чтобы быть полезными, но эффекты в инфракрасном диапазоне намного меньше. Наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне I, в частности, использовались для установления расстояний красных скоплений. Абсолютные величины красного скопления при солнечном содержании металлов измерены на уровне -0,22 в I полосе и -1,54 в K полосе.[7]Таким образом, было измерено расстояние до центра галактики, в результате чего было получено 7,52 КЗК в соответствии с другими методами.[8]

Красный бугорПравить

Красный сгусток не следует путать с "красным бугром" или шишкой красного гиганта, которая является менее заметной кластеризацией гигантов на полпути вдоль красной ветви, вызванной тем, что звёзды, восходящие к ветви красного гиганта, временно уменьшают светимость из-за внутренней конвекции.[9]

ИсточникиПравить

ПримечанияПравить

  1. Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Siebert, A. (2003). "Vertical distribution of Galactic disk stars". Astronomy and Astrophysics. 398: 141. arXiv:astro-ph/0210628. Bibcode:2003A&A...398..141S. doi:10.1051/0004-6361:20021615.
  2. Girardi, Léo (1999). "A secondary clump of red giant stars: Why and where". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 308 (3): 818. arXiv:astro-ph/9901319. Bibcode:1999MNRAS.308..818G. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02746.x.
  3. 1 2 Ree, C. H.; Yoon, S.-J.; Rey, S.-C.; Lee, Y.-W. (2002). "Synthetic Color-Magnitude Diagrams for ω Centauri and Other Massive Globular Clusters with Multiple Populations". Omega Centauri. 265: 101. arXiv:astro-ph/0110689. Bibcode:2002ASPC..265..101R.
  4. Nataf, D. M.; Udalski, A.; Gould, A.; Fouqué, P.; Stanek, K. Z. (2010). "The Split Red Clump of the Galactic Bulge from OGLE-III". The Astrophysical Journal Letters. 721: L28. arXiv:1007.5065. Bibcode:2010ApJ...721L..28N. doi:10.1088/2041-8205/721/1/L28.
  5. Zhao, G.; Qiu, H. M.; Mao, Shude (2001). "High-Resolution Spectroscopic Observations of Hipparcos Red Clump Giants: Metallicity and Mass Determinations". The Astrophysical Journal. 551: L85. Bibcode:2001ApJ...551L..85Z. doi:10.1086/319832.
  6. Groenewegen, M. A. T. (2008). "The red clump absolute magnitude based on revised Hipparcos parallaxes". Astronomy and Astrophysics. 488 (3): 935. arXiv:0807.2764. Bibcode:2008A&A...488..935G. doi:10.1051/0004-6361:200810201.
  7. Nishiyama, Shogo; Nagata, Tetsuya; Sato, Shuji; Kato, Daisuke; Nagayama, Takahiro; Kusakabe, Nobuhiko; Matsunaga, Noriyuki; Naoi, Takahiro; Sugitani, Koji; Tamura, Motohide (2006). "The Distance to the Galactic Center Derived from Infrared Photometry of Bulge Red Clump Stars". The Astrophysical Journal. 647 (2): 1093. arXiv:astro-ph/0607408. Bibcode:2006ApJ...647.1093N. doi:10.1086/505529.
  8. Alves, David R.; Sarajedini, Ata (1999). "The Age-dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump". The Astrophysical Journal. 511: 225. arXiv:astro-ph/9808253. Bibcode:1999ApJ...511..225A. doi:10.1086/306655.