Жұлдыздардың "қызыл шоғыры": Астрономиялық жиынтықтарды зерттеу
Red clump
Астрономиядағы жұлдыздардың "қызыл шоғыры" - Гертспрунг-Рассел диаграммасындағы 5000K температуралы және +0.5 шағылысқан шамалы қызыл алып жұлдыздар тобы.
Қызыл үйірме – Герцспрунг-Рассел диаграммасындағы шамамен 5000 К температуралы және абсолюттік шамасы (MV) +0,5 болатын қызыл алып жұлдыздардың топтасуы. Бұл топтасу, бірдей жарықтығы бар қызыл алып тармақ жұлдыздарына қарағанда сәл ыстық. Ол қызыл алып тармақтың тығыз аймағы немесе жоғары температураға қарай иілген бөлігі ретінде көрінеді. Қызыл үйірме көптеген галактикалық ашық шоғырларда жақсы байқалады, сондай-ақ орташа жастағы шарлы шоғырларда және жақын жердегі дала жұлдыздарында да (мысалы, Гиппаркос жұлдыздарында) көрінеді. Қызыл үйірмедегі алып жұлдыздар – салқын көлденең тармақ жұлдыздары, бұл жұлдыздар бастапқыда Күнге ұқсас болған, гелий жарқырауына ұшырап, қазір өздерінің ядроларында гелийді біріктіруде.
The red clump is a clustering of red giants in the Hertzsprung–Russell diagram at around 5,000 K and absolute magnitude (MV) +0.5, slightly hotter than most red giant branch stars of the same luminosity. It is visible as a denser region of the red giant branch or a bulge towards hotter temperatures. It is prominent in many galactic open clusters, and it is also noticeable in many intermediate age globular clusters and in nearby field stars (e. g. the Hipparcos stars). The red clump giants are cool horizontal branch stars, stars originally similar to the Sun which have undergone a helium flash and are now fusing helium in their cores.
Қасиеттері
Қызыл шоғырлы жұлдыздардың қасиеттері олардың пайда болуына байланысты өзгереді, ең бастысы – жұлдыздардың металдық байлығына, бірақ әдетте олардың спектрлік типі ерте K болып келеді және тиімді температурасы шамамен 5000 К шамасында болады. Күнге жақын қызыл шоғырлы алып жұлдыздардың абсолюттік көріну шамасы орташа есеппен +0,81-ге тең, ал металдық байлығы −0,6 мен +0,4 декс аралығында өлшенген. Қызыл шоғырлы жұлдыздардың қасиеттері тіпті бірдей жұлдыздар тобында, мысалы, ашық жұлдыздарда да айтарлықтай түрленеді. Бұл ішінара олардың қалыптасуы мен эволюциясы кезінде көлденең тармақ жұлдыздарының температурасы мен жарқырауының табиғи өзгерісіне, ал ішінара – ұқсас қасиеттері бар басқа жұлдыздардың болуына байланысты. Қызыл шоғырлы жұлдыздар, әдетте, қызыл алып жұлдыздардан ыстық болғанымен, екі аймақ біртіндеп бірігеді және жеке жұлдыздың жағдайын анықтау үшін химиялық құрамын толық зерттеу қажет.
Red clump stellar properties vary depending on their origin, most notably on the metallicity of the stars, but typically they have early K spectral types and effective temperatures around 5,000 K. The absolute visual magnitude of red clump giants near the sun has been measured at an average of +0.81 with metallicities between −0.6 and +0.4 dex. There is a considerable spread in the properties of red clump stars even within a single population of similar stars such as an open cluster. This is partly due to the natural variation in temperatures and luminosities of horizontal branch stars when they form and as they evolve, and partly due to the presence of other stars with similar properties. Although red clump stars are generally hotter than red giant branch stars, the two regions overlap and the status of individual stars can only be assigned with a detailed chemical abundance study.
Эволюция
Горизонталь тармақтың модельдеуі жұлдыздардың нөлдік жастағы горизонталь тармақтың салқын шетінде жиналуға күшті бейімділігін көрсетті. Бұл тенденция төмен металл мөлшері бар жұлдыздарда нашарлайды, сондықтан қызыл шоғыр металға бай шоғырларда көбірек байқалады. Дегенмен, басқа да әсерлер бар, және кейбір металға кедей шарлы шоғырларда жақсы орналасқан қызыл шоғырлар кездеседі. Күн массасына шамалас жұлдыздар қызыл алып тармақтың ұшына қарай эволюциялайды, олардың гелий ядросы дегенерацияланған. Көбірек массалы жұлдыздар қызыл алып тармақтан ерте шығып, көк циклді орындайды, бірақ дегенерацияланған ядросы бар барлық жұлдыздар ұшына өте ұқсас ядролық массалармен, температуралармен және жарықтылықпен жетеді. Гелий жарқырауынан кейін олар ZAHB бойымен орналасады, барлығының гелий ядросы төмен және олардың қасиеттері негізінен ядроның сыртындағы сутек қабығының мөлшерімен анықталады. Төмен қабық массасы сутек қабығының нашар бірігуіне әкеледі және горизонталь тармақ бойында орналасқан, ыстық және сәл аз жарық жұлдыздарды тудырады. Бастапқы массаның әртүрлілігі және қызыл алып тармақтағы масса жоғалту жылдамдығының табиғи өзгерістері гелий ядроларының мөлшері бірдей болғанымен, қабық массасының өзгеруіне себеп болады. Төмен металл мөлшері бар жұлдыздар сутек қабығының мөлшеріне сезімтал, сондықтан бірдей қабық массаларымен олар горизонталь тармақ бойында көбірек таралады және қызыл шоғырға аз түседі. Қызыл шоғыр жұлдыздары өздерінен пайда болған қызыл алып тармақтың ыстық жағында тұрғанымен, әртүрлі популяциялардан шыққан қызыл шоғыр және қызыл алып тармақ жұлдыздары бір-бірімен қабаттаса алады. Бұл ω Центаврда байқалады, онда металға кедей қызыл алып тармақ жұлдыздары металға бай қызыл шоғыр алыптарымен бірдей немесе жоғары температураға ие. Басқа жұлдыздар, қатаң түрде горизонталь тармақ жұлдыздары емес, H-R диаграммасының сол аймағында орналасуы мүмкін. Қызыл алып тармақта дегенерацияланған гелий ядросын дамытуға тым үлкен массасы бар жұлдыздар, қызыл алып тармақтың ұшына жеткенге дейін гелийді тұтандырады және көк циклді орындайды. Күннен сәл ғана үлкен жұлдыздар үшін, шамамен , көк цикл өте қысқа және қызыл алыптарға ұқсас жарықтылықта болады. Бұл жұлдыздар күн сияқты жұлдыздарға қарағанда әлдеқайда сирек кездеседі, тіпті қызыл шоғыр алыптарын құра алатын күн астындағы жұлдыздарға қарағанда да сирек, және көк циклдің ұзақтығы қызыл шоғыр алыптарының горизонталь тармақта өткізген уақытынан әлдеқайда аз. Бұл осы "қалжыңдаушылардың" H-R диаграммасында әлдеқайда аз таралғанын білдіреді, бірақ оларды анықтауға болады. Галактикалық орталыққа дейінгі қашықтық осылайша өлшенді, нәтижесі 7.52 кпк, бұл басқа әдістермен сәйкес келеді.
Modelling of the horizontal branch has shown that stars have a strong tendency to cluster at the cool end of the zero age horizontal branch (ZAHB). This tendency is weaker in low metallicity stars, so the red clump is usually more prominent in metal rich clusters. However, there are other effects, and there are well populated red clumps in some metal poor globular clusters. Stars with a similar mass to the sun evolve towards the tip of the red giant branch with a degenerate helium core. More massive stars leave the red giant branch early and perform a blue loop, but all stars with a degenerate core reach the tip with very similar core masses, temperatures, and luminosities. After the helium flash they lie along the ZAHB, all with helium cores just under and their properties determined mostly by the size of the hydrogen envelope outside the core. Lower envelope masses result in weaker hydrogen shell fusion and give hotter and slightly less luminous stars strung along the horizontal branch. Different initial masses and natural variations in mass loss rates on the red giant branch cause the variations in the envelope masses even though the helium cores are all the same size. Low metallicity stars are more sensitive to the size of the hydrogen envelope, so with the same envelope masses they are spread further along the horizontal branch and fewer fall in the red clump. Although red clump stars lie consistently to the hot side of the red giant branch that they evolved from, red clump and red giant branch stars from different populations can overlap. This occurs in ω Centauri where metal poor red giant branch stars have the same or hotter temperatures as more metal rich red clump giants. Other stars, not strictly horizontal branch stars, can lie in the same region of the H R diagram. Stars too massive to develop a degenerate helium core on the red giant branch will ignite helium before the tip of the red giant branch and perform a blue loop. For stars only a little more massive than the sun, around , the blue loop is very short and at a luminosity similar to the red clump giants. These stars are an order of magnitude less common than sun like stars, even rarer compared to the sub solar stars that can form red clump giants, and the duration of the blue loop is far less than the time spent by a red clump giant on the horizontal branch. This means that these imposters are much less common in the H–R diagram, but still detectable. The distance to the Galactic Center has been measured in this way, giving a result of 7.52 kpc in agreement with other methods.
Қызыл түкті
Қызыл түйіршікті "қызыл дөңгелек" немесе қызыл алып тармақ дөңгелегімен шатастыруға болмайды. Бұл – қызыл алып тармағының бойымен орналасқан, көзге ошар байқалатын алып жұлдыздардың жиынтығы. Бұл құбылыс, жұлдыздар қызыл алып тармағына көтерілген кезде ішкі конвекция салдарынан уақытша жарықтылығының төмендеуінен туындайды.
The red clump should not be confused with the "red bump" or red giant branch bump, which is a less noticeable clustering of giants partway along the red giant branch, caused as stars ascending the red giant branch temporarily decrease in luminosity because of internal convection.