Црвена грутка
Црвена грутка — густ збир на црвени џинови на ХР-дијаграмот со температура околу 5.000 K и апсолутна величина (MV) од +0,5, малку поврели од највеќето ѕвезди на гранката на црвени џинови со иста сјајност. Видлива е како погусто подрачје на гранката на црвени џинови или како испакнатина кон поврелите температури. Изразсена е во многу расеани јата, а и забележлива кај многу средовечни збиени јата и ѕвездите на блиското поле (на пр. ѕвездите од „Хипаркос“).
Џиновите од црвената грутка се ладни ѕвезди на хоризонталната гранка, првично слични на Сонцето кои потоа претрпеле хелиумски блесок и сега соединуваат хелиум во нивните јадра.
Својства
уредиСвојствата на ѕвездите од црвената грутка се разликуваат зависно од нивното потекло, највеќе од металичноста, но типично имаат спектрален тип од почетокот на класата K и делотворна температура од околу 5.000 K. Апсолутната видлива величина на џиновите од црвената грутка близу Сонцето изнесува просечно +0,81, со металичност од −0,6 до +0,4 dex.[1]
Постои значителна распределба на својствата на ѕвездите од црвената грутка дури и во едно исто население на слични ѕвезди како во едно расеано јато. Ова делумно се должи на природната разновидност во температурата и сјајноста на ѕвездите на хоризонталната гранка кога се создаваат и развиваат, е делумно заради присуството на други ѕвезди со слични својства.[2] Иако ѕвездите од црвената грутка начелно се поврели отколку оние на црвената гранка на џинови, двете подрачја имаат преклоп и статусот на поединечни ѕвезди може дас е одреди само со подробно проучување на застапените хеимски елементи.[3][4]
Развој
уреди
Моделирањето на хоризонталната гранка покажало дека ѕвездите силно тежнеат да се групираат во поладниот крај на нултата старост на хоризонталната гранка (НСХГ). Ова тежнеење е послабо кај нискометаличните ѕвезди, така што црвената грутка обично е поистакната во групите побогати со метал. Меѓутоа, постојат и други ефекти, и постојат добро население црвени грутки во некои збиени јата сиромашни со метал.[6][7]
Ѕвездите со слична маса на Сончевата се развиваат кон завршетокот на гранката на црвени џинови преку изродено хелиумско јадро. Помасивните ѕвезди рано ја напуштаат гранката на црвени џинови и прават сина јамка, но сите ѕвезди со изродено јадро доаѓаат до завршетокот со многу слични јадрени маси, температури и сјајности. По хелиумските блесок тие лежат долж НСХГ, сите со хелиумски јадра малку под 0,5 M☉, а нивните својства зависат претежно од големината на водородната обвивка вон јадрото. Помалата маса на обвивката значи послабо соединување во водородна обивка, и дава поврели и малку помалку сјајни ѕвезди пронижани долж хоризонталната гранка. Различните првични маси и природните разлики во загубата на маса на гранката на црвени џинови предизвикуваат разлики во масата на обвивките иако хелиумските јадра се исти по големина. Нискометаличните ѕвезди се почувствителни на големината на водородната обвивка, така што при иста маса на обвивка тие се поретко расоредени по хоризонталната гранка, и со тоа помалку спаѓаат во црвената грутка.
Иако ѕвездите од црвената грутка секогаш се наоѓаат на врелата страна на гранката на црвени џинови од која се развиле, ѕвездите од црвената грутка и гранката на црвени џинови од различни населенија може да се преклопуваат. Ова се јавува во ω Кентаур, каде метално сиромашните ѕвезди од гранката на црвени џинови имаат иста или повисока температура од метално богатите џинови во цревната грутка.[3]
Други ѕвезди, кои не се строго на хоризонталната гранка, може да се најдат во истото подрачје на ХР-дијаграмот. Оние премногу масивни за да развијат изродено хелиумско јадро на гранката на црвени џинови го палат хелиумот пред завршетокот на гранката и прват сина јамка. Кај ѕвездите со само малку поголема маса од Сончевата (околу 2 M☉), сината јамка е многу кратка и сјајноста е слична на онаа кај џиновите од црвената грутка. Овие ѕвезди се многу поретки од сончевовидните ѕвезди, и уште поретки во споредба со потполарните ѕвезди кои можат да создадат џинови во црвената грутка; траењето на сината јамка е многу покусо отколку времето проведено на хоризонталната гранка. Тоа значи дека овие натрапници се многу поретки на ХР-дијаграмот, но сепак се забележливи.[2]
Ѕвездите со 2–3 M☉ исто така минуваат низ црвената грутка кога се развиваат долж гранката на подџинови. Ова е многу брза фаза на ѕвездениот развој, но ѕвездите како OU Андромеда се среќаваат во црвената грутка (5,500 K и 100 L☉) дури иако се работи за подџин кој преминува Херцшпрунговата празнина.[2]
Стандардни свеќи
уредиВо теорија, апсолутната сјсајност на ѕвездите во црвената грутка е прилично независна од составот и староста на ѕвездата, па затоа тие служат како стандардни свеќи за проценка на астрономски растојанја како во нашата галаксија, така и во блиски галаксии и јата. Разликите во металичноста, маста, староста и згаснувањата премногу влијаат врз визуелните набљудувања за да бидат корисни, но ефектите се многу помали во инфрацрвеното зрачење. Искористени се набљудувањата на близуинфрацрвениот I-појас за одредувања на растојанија во црвената грутка. Апсолутните величини за црвената грутка при Сончева металичност се −0,22 во I-појасот и −1,54 во K-појасот.[8] На овој начин е измерено растојанието до Галактичкото Средиште, добивајќи 7,52 кпс, што одговара на утврденото по други патишта.[9]
Црвена испакнатина
уредиЦрвената гранка не треба да се поистоветува со „црвената испакнатина“ или испакнатина на гранкатана црвени џинови, која е помалку забележлива згуснатост на џинови делумно долж гранката на црвени џинови, предизвикана кога ѕвездите што се искачуваат на гранката на црвени џинови привремено добиваат поголема сјајност поради внатрешно струење.[10]
Примери
уредиМногу од светлите „црвени џинови“ видливи на небото се впрочем ѕвезди од црвената грутка од класата G или почетокот на класата K. За таква ѕвезда се сметка Полукс, најблискиот црвен џин до нас.[11] Други познати примери се:
Наводи
уреди- ↑ 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.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 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.
- ↑ 3,0 3,1 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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. S2CID 119700315.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Howes, Louise M.; Lindegren, Lennart; Feltzing, Sofia; Church, Ross P.; Bensby, Thomas (февруари 2019). „Estimating stellar ages and metallicities from parallaxes and broadband photometry - successes and shortcomings“. Astronomy & Astrophysics. 622: A27. arXiv:1804.08321. doi:10.1051/0004-6361/201833280. ISSN 0004-6361.
- ↑ 12,0 12,1 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.
- ↑ Sato, Bun'ei; и др. (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.
- ↑ Reffert, Sabine; Bergmann, Christoph; Quirrenbach, Andreas; Trifonov, Trifon; Künstler, Andreas (февруари 2015). „Precise Radial Velocities of Giant Stars VII. Occurrence Rate of Giant Extrasolar Planets as a Function of Mass and Metallicity“. Astronomy & Astrophysics. 574: A116. arXiv:1412.4634. Bibcode:2015A&A...574A.116R. doi:10.1051/0004-6361/201322360. ISSN 0004-6361.
- ↑ Alves, David R. (20 август 2000). „K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity“. The Astrophysical Journal. 539 (2): 732–741. arXiv:astro-ph/0003329. Bibcode:2000ApJ...539..732A. doi:10.1086/309278. ISSN 0004-637X.