붉은 덩어리

Red clump
붉은 성단은 약 5,000K와 75에 있는 붉은 거성들의 두드러진 그룹이다.L를 클릭합니다☉.

이 적색성단은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 약 5,000K, 절대등급(MV) +0.5의 적색거성 군집이며, 같은 광도의 대부분의 적색거성가지 별보다 약간 더 뜨겁다.이것은 적색 거성 가지의 밀도가 높은 영역 또는 더 높은 온도로 향하는 돌출부로 보입니다.그것은 많은 은하 산개 성단에서 두드러지며, 많은 중년 구상 성단과 근처의 필드 별(예: 히파르코스 별)에서도 눈에 띈다.

적색 덩어리 거성은 차가운 수평 가지 별들로, 원래 태양과 비슷한 별들이 헬륨 섬광을 거쳐 현재는 중심핵에서 헬륨을 융합하고 있습니다.

특성.

붉은 성단의 성질은 원점에 따라 다르며, 특히 별의 금속성에 따라 다르지만, 일반적으로 초기 K 스펙트럼 유형과 유효 온도는 약 5,000 K입니다.태양 근처의 적색 덩어리 거성의 절대적인 시각적 크기는 평균 +0.81로 측정되었으며 금속성은 -0.6과 +0.4덱스 [1]사이이다.

산개 성단과 같은 유사한 별들의 단일 집단 내에서도 붉은 성단 별들의 성질은 상당히 퍼져 있습니다.이는 부분적으로 수평 가지별이 형성되고 진화하는 과정에서 발생하는 온도와 광도의 자연적인 변화 때문이기도 하며, 부분적으로 유사한 [2]성질을 가진 다른 별들의 존재 때문이기도 하다.붉은색 덩어리 별들은 일반적으로 적색 거성 가지 별들보다 뜨겁지만, 두 영역이 겹치고 개별 별들의 상태는 상세한 화학적 풍부성 연구를 통해서만 [3][4]알 수 있다.

진화

주요 기사:수평 분기
오래된 산개 성단이 거의 감지되지 않는 붉은 덩어리를[5] 나타냄

수평가지 모델링은 별이 영년 수평가지(ZAHB)의 차가운 끝에서 성단을 이루는 경향이 강하다는 것을 보여준다.이러한 경향은 금속 함량이 낮은 별에서 더 약하기 때문에, 일반적으로 금속이 풍부한 성단에서 붉은 덩어리가 더 두드러집니다.그러나 다른 효과도 있고, 금속이 부족한 [6][7]구상성단에는 붉은 덩어리가 잘 채워져 있습니다.

태양과 비슷한 질량을 가진 별들은 퇴화된 헬륨 핵을 가지고 적색 거성 가지 끝을 향해 진화한다.더 무거운 별들은 적색 거성 가지를 일찍 떠나 푸른 고리를 그리지만, 퇴화된 중심핵을 가진 모든 별들은 중심 질량, 온도, 광도가 매우 비슷한 끝에 도달합니다.헬륨 섬광 후 ZAHB를 따라 존재하며, 모두 0.5 미만의 헬륨 핵을 가지고 있습니다.M☉ 그리고 그 성질은 주로 코어 바깥의 수소 외피의 크기에 의해 결정된다.외피 질량이 작을수록 수소 껍질 융합이 약해지고 수평 가지를 따라 늘어선 뜨겁고 약간 덜 밝은 별들이 생겨납니다.적색 거성 가지의 다른 초기 질량과 질량 손실률의 자연적인 변화는 헬륨 코어의 크기가 모두 동일하더라도 외피 질량의 변화를 일으킨다.저금속성 별들은 수소 외피의 크기에 더 민감하기 때문에, 같은 외피 질량의 별들은 수평 가지를 따라 더 멀리 퍼져나가고 붉은 덩어리에 떨어지는 횟수가 적습니다.

비록 적색 덩어리 별들이 그들이 진화한 적색 거성 가지의 뜨거운 쪽에 일관되게 놓여있지만, 다른 집단의 적색 덩어리 별들과 적색 거성 가지 별들은 겹칠 수 있습니다.이는 § 센타우루스자리에서는 금속이 부족한 적색거성별이 금속이 풍부한 [3]적색거성별과 온도가 같거나 더 뜨겁습니다.

엄밀하게는 수평가지 별이 아닌 다른 별들은 H-R 다이어그램의 동일한 영역에 있을 수 있습니다.적색거성 가지에 퇴화된 헬륨 핵을 형성하기에는 너무 무거운 별들은 적색거성 가지 끝보다 먼저 헬륨에 불을 붙이고 파란색 루프를 일으킨다.태양보다 질량이 조금 더 큰 별의 경우, 약 2입니다.M☉, 파란 고리는 매우 짧고 붉은 덩어리 거성과 비슷한 광도입니다.이 별들은 태양과 비슷한 별들보다 훨씬 덜 흔하며, 심지어 붉은 덩어리 거성을 형성할 수 있는 태양계 이하의 별들에 비해서도 더 희귀하며, 푸른 고리의 지속 시간은 붉은 덩어리 거성이 수평 가지에 있는 시간보다 훨씬 짧습니다.즉, 이러한 임포스터는 H–R 다이어그램에서는 그다지 흔하지 않지만 검출할 [2]수 있습니다.

2 ~ 3의 별M☉ 또한 적색 덩어리를 통과하면서 준거성 가지를 따라 진화하게 됩니다.이것은 다시 매우 빠른 진화 단계이지만, OU 안드로메다와 같은 별들은 붉은 덩어리 영역에서 발견됩니다(5,500 K와 100).L헤르츠스프룽 [2]간격을 가로지르는 준거성으로 생각되지만 말이다☉.

스탠다드 캔들

이론적으로, 붉은 덩어리에 있는 별의 절대 광도는 별의 구성이나 나이와 상당히 독립적이기 때문에, 결과적으로 우리 은하 내와 가까운 은하와 성단에 대한 천문학적 거리를 추정하기 위한 좋은 표준 촛불이 됩니다.금속성, 질량, 나이, 그리고 멸종으로 인한 변화는 시각적 관찰에 너무 많은 영향을 미치므로 유용하지 않지만, 적외선의 효과는 훨씬 작습니다.특히 근적외선 I 대역 관측은 적색 덩어리 거리를 설정하기 위해 사용되어 왔습니다.태양 금속성에서의 적색 덩어리의 절대 크기는 I 대역에서 -0.22로 측정되었고 [8]K 대역에서 -1.54로 측정되었다.은하 중심까지의 거리는 이러한 방식으로 측정되었으며, 다른 [9]방법들과 일치하여 7.52 kpc의 결과를 얻었습니다.

레드 범프

적색 거성 분지는 적색 거성 분지를 따라 중간 지점에 있는 거성 군집인 "적색 거성 분지 범프" 또는 적색 거성 분지 범프와 혼동해서는 안 됩니다. 적색 거성 분지에 오르는 별들은 내부 [10]대류 때문에 일시적으로 밝기가 감소하기 때문입니다.

예

하늘에서 볼 수 있는 밝은 "붉은 거성"의 대부분은 사실 초기 K급 적색운반별입니다.

아크투루스는 때때로 뭉친 [13]거성으로 여겨졌지만, 현재는 붉은 거성 가지에 있는 것으로 여겨지며, 붉은 [14]뭉친 별보다 다소 차갑고 밝습니다.

레퍼런스

  1. ^ Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Siebert, A. (2003). "Vertical distribution of Galactic disk stars". Astronomy and Astrophysics. 398: 141–151. arXiv:astro-ph/0210628. Bibcode:2003A&A...398..141S. doi:10.1051/0004-6361:20021615. S2CID 14060900.
  2. ^ a b c Girardi, Léo (1999). "A secondary clump of red giant stars: Why and where". 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. ^ a b 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 (1): L28–L32. arXiv:1007.5065. Bibcode:2010ApJ...721L..28N. doi:10.1088/2041-8205/721/1/L28. S2CID 118602293.
  5. ^ Sarajedini, Ata (1999). "WIYN Open Cluster Study. III. The Observed Variation of the Red Clump Luminosity and Color with Metallicity and Age". The Astronomical Journal. 118 (5): 2321–2326. Bibcode:1999AJ....118.2321S. doi:10.1086/301112.
  6. ^ 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 (1): L85. Bibcode:2001ApJ...551L..85Z. doi:10.1086/319832.
  7. ^ d'Antona, Francesca; Caloi, Vittoria (2004). "The Early Evolution of Globular Clusters: The Case of 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, M. A. T. (2008). "The red clump absolute magnitude based on revised Hipparcos parallaxes". Astronomy and Astrophysics. 488 (3): 935–941. arXiv:0807.2764. Bibcode:2008A&A...488..935G. doi:10.1051/0004-6361:200810201. S2CID 118411109.
  9. ^ 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): 1093–1098. arXiv:astro-ph/0607408. Bibcode:2006ApJ...647.1093N. doi:10.1086/505529. S2CID 17487788.
  10. ^ 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 (1): 225–234. arXiv:astro-ph/9808253. Bibcode:1999ApJ...511..225A. doi:10.1086/306655. S2CID 18834541.
  11. ^ a b Ayres, Thomas R.; Simon, Theodore; Stern, Robert A.; Drake, Stephen A.; Wood, Brian E.; Brown, Alexander (1998). "The Coronae of Moderate-Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump". The Astrophysical Journal. 496 (1): 428–448. Bibcode:1998ApJ...496..428A. doi:10.1086/305347.
  12. ^ Sato, Bun'ei; et al. (2007). "A Planetary Companion to the Hyades Giant ε Tauri". The Astrophysical Journal. 661 (1): 527–531. Bibcode:2007ApJ...661..527S. doi:10.1086/513503.
  13. ^ Maeckle, R.; Holweger, H.; Griffin, R.; Griffin, R. (1975). "A model-atmosphere analysis of the spectrum of Arcturus". Astronomy and Astrophysics. 38: 239. Bibcode:1975A&A....38..239M.
  14. ^ Ramírez, I.; Allende Prieto, C. (2011). "Fundamental Parameters and Chemical Composition of Arcturus". The Astrophysical Journal. 743 (2): 135. arXiv:1109.4425. Bibcode:2011ApJ...743..135R. doi:10.1088/0004-637X/743/2/135. S2CID 119186472.

외부 링크