Скопление красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Введение

Кластеризация звёзд на астрономической диаграмме

Красный клочок — это скупчение красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Расселла при температуре около 5000 К и абсолютной звёздной величине (MV) +0,5, немного горячее, чем большинство звёзд ветви красных гигантов той же светимости. Он проявляется как более плотная область ветви красных гигантов или выступ в сторону более высоких температур. Он хорошо заметен во многих галактических рассеянных скоплениях, а также наблюдается во многих шаровых скоплениях среднего возраста и в близлежащих полевых звёздах (например, в звёздах, каталогизированных проектом Гиппаркос). Красные гиганты красного клочка — это холодные звёзды горизонтальной ветви, звёзды, изначально подобные Солнцу, которые пережили гелиевую вспышку и теперь синтезируют гелий в своих ядрах.

Свойства

Свойства звезд красного кластера варьируются в зависимости от их происхождения, прежде всего от металличности звезд, но обычно они имеют ранние спектральные типы K и эффективные температуры около 5000 K. Абсолютная визуальная величина гигантов красного кластера вблизи Солнца была измерена в среднем на уровне +0,81 при металличности от -0,6 до +0,4 дек. Наблюдается значительный разброс в свойствах звезд красного кластера даже внутри одной популяции похожих звезд, таких как рассеянное скопление. Это частично связано с естественной изменчивостью температур и светимостей звезд горизонтальной ветви при их формировании и эволюции, а частично – с присутствием других звезд с аналогичными характеристиками. Хотя звезды красного кластера, как правило, горячее звезд ветви красных гигантов, эти две области перекрываются, и определение статуса отдельных звезд возможно только при детальном исследовании химического состава.

Эволюция

Моделирование горизонтальной ветви показало, что звезды проявляют сильную тенденцию к скоплению в холодной области горизонтальной ветви нулевого возраста (ZAHB). Эта тенденция выражена слабее у звезд с низкой металличностью, поэтому красный кластер обычно более заметен в металлически богатых скоплениях. Однако существуют и другие факторы, и хорошо населенные красные кластеры наблюдаются в некоторых шаровых скоплениях с низкой металличностью. Звезды, сопоставимые по массе с Солнцем, эволюционируют к концу красной ветви гигантов, имея вырожденное гелиевое ядро. Более массивные звезды покидают красную ветвь гигантов на ранней стадии и совершают синий цикл, но все звезды с вырожденным ядром достигают конца ветви с очень близкими значениями массы, температуры и светимости ядра. После гелиевой вспышки они располагаются вдоль ZAHB, все с гелиевыми ядрами, близкими к порогу вырожденности, и их свойства в основном определяются размером водородной оболочки, окружающей ядро. Меньшая масса оболочки приводит к более слабому слиянию водорода в оболочке и формированию более горячих и немного менее ярких звезд, расположенных вдоль горизонтальной ветви. Различные начальные массы и естественные колебания скорости потери массы на красной ветви гигантов обуславливают различия в массе оболочки, несмотря на одинаковый размер гелиевых ядер. Звезды с низкой металличностью более чувствительны к размеру водородной оболочки, поэтому при одинаковой массе оболочки они более широко распределены вдоль горизонтальной ветви, и меньшая их часть попадает в красный кластер. Хотя звезды красных кластеров последовательно располагаются на горячей стороне красной ветви гигантов, от которой они эволюционировали, звезды красных кластеров и красной ветви гигантов из разных популяций могут перекрываться. Это происходит, например, в ω Центавра, где звезды красной ветви гигантов с низкой металличностью имеют такую же или более высокую температуру, чем красные гиганты с высокой металличностью. Другие звезды, не являющиеся строго звездами горизонтальной ветви, могут находиться в той же области на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Звезды, недостаточно массивные для формирования вырожденного гелиевого ядра на красной ветви гигантов, начнут гелиевое горение до достижения конца ветви и совершат синий цикл. Для звезд, лишь немного массивнее Солнца, около , синий цикл очень короткий и характеризуется светимостью, близкой к светимости красных гигантов. Эти звезды встречаются примерно в десять раз реже, чем звезды, подобные Солнцу, и еще реже, чем субсолнечные звезды, способные формировать красные гиганты, а продолжительность синего цикла значительно меньше времени, которое красный гигант проводит на горизонтальной ветви. Это означает, что эти «самозванцы» встречаются на диаграмме HR гораздо реже, но все же могут быть обнаружены. Расстояние до центра Галактики было измерено таким образом и составило 7,52 кпк, что согласуется с результатами, полученными другими методами.

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.

Красная шишка

Красный кластер не следует путать с "красным выступом" или выступом на красной гигантской ветви, который представляет собой менее заметное скопление гигантов на середине красной гигантской ветви, вызванное временным снижением светимости звезд, поднимающихся по красной гигантской ветви, из-за внутренней конвекции.