Roter Büschel - Wikipedia

Eine Ansammlung roter Riesen im Hertzsprung-Russell-Diagramm bei 5.000 K und absoluter Magnitude +0,5.

Der rote Büschel ist die prominente Gruppe der roten Riesensterne bei 5.000 K und 75. _[1945.

Der rote Büschel ist eine Ansammlung roter Riesen im Hertzsprung-Russell-Diagramm bei etwa 5.000 K und absoluter Stärke (M _V ) +0,5 heißer als die meisten Rot-Riesenast-Sterne mit der gleichen Helligkeit. Es ist als dichter Bereich des roten Riesenastes oder als Ausbuchtung heißer Temperaturen sichtbar. Es ist in vielen, aber nicht in allen galaktischen offenen Clustern am deutlichsten, aber auch in vielen globularen Clustern mittleren Alters und in nahe gelegenen Feldsternen (z. B. den Hipparcos-Sternen).

Die roten Klumpengiganten sind kühle horizontale Aststerne, Sterne, die der Sonne ursprünglich ähnlich waren und einen Heliumblitz durchlaufen haben und nun Helium in ihren Kernen verschmelzen. Eigenschaften

Eigenschaften [ edit ]

Die Eigenschaften der roten Clump-Sterne variieren je nach ihrem Ursprung, vor allem nach der Metallizität der Sterne. Typischerweise weisen sie jedoch frühe K-Spektraltypen und effektive Temperaturen auf 5.000 K. Die absolute visuelle Stärke roter Klumpengiganten in der Nähe der Sonne wurde im Durchschnitt bei +0,81 mit Metallizitäten zwischen -0,6 und +0,4 dex gemessen. ^[1]

Es gibt eine beträchtliche Streuung in den Eigenschaften von roten Clump-Sternen sogar innerhalb einer einzelnen Population von ähnlichen Sternen wie einem offenen Cluster. Dies liegt zum einen an den natürlichen Schwankungen der Temperaturen und der Leuchtkraft horizontaler Aststerne, wenn sie sich bilden und sich entwickeln, und zum Teil auf das Vorhandensein anderer Sterne mit ähnlichen Eigenschaften. ^[2] Obwohl rote Clump-Sterne im Allgemeinen heißer sind als rote Riesenzweigsterne, die zwei Regionen überlappen sich und der Status der einzelnen Sterne kann nur mit einer detaillierten chemischen Abundanzstudie zugeordnet werden. ^[3][4]

Evolution [ edit ]

Alte offene Cluster, die kaum zu sehen sind detektierbare rote Büschel ^[5]

Die Modellierung des horizontalen Astes hat gezeigt, dass Sterne eine starke Tendenz haben, sich am kühlen Ende des Nullalters (ZAHB) zu sammeln. Diese Tendenz ist bei Sternen mit geringer Metallizität schwächer, daher ist der rote Klumpen in metallreichen Clustern normalerweise ausgeprägter. Es gibt jedoch andere Effekte, und es gibt gut besiedelte rote Klumpen in einigen metallarmen Kugelsternhaufen. ^[6] [7]

Sterne mit ähnlicher Masse Die Sonne entwickelt sich in Richtung der Spitze des roten Riesenzweiges mit einem entarteten Heliumkern. Massivere Sterne verlassen den roten Riesenzweig früh und führen eine blaue Schleife aus, aber alle Sterne mit einem entarteten Kern erreichen die Spitze mit sehr ähnlichen Kernmassen, Temperaturen und Luminositäten. Nach dem Helium-Flash liegen sie entlang der ZAHB, alle mit Heliumkernen knapp unter 0,5 M _[1945und ihre Eigenschaften werden hauptsächlich durch die Größe der Wasserstoffhülle außerhalb des Kerns bestimmt. Geringere Hüllmassen führen zu einer schwächeren Wasserstoffschalenfusion und ergeben heißere und etwas weniger leuchtende Sterne, die sich entlang des horizontalen Astes befinden. Unterschiedliche Anfangsmassen und natürliche Schwankungen der Massenverlustraten auf dem roten Riesenzweig verursachen Schwankungen der Hüllenmassen, obwohl die Heliumkerne alle die gleiche Größe haben. Sterne mit niedriger Metallizität sind empfindlicher für die Größe der Wasserstoffhülle, daher werden sie bei gleichen Hüllmassen entlang des horizontalen Astes weiter verteilt und fallen weniger in den roten Klumpen.

Obwohl rote Büschel-Sterne ständig auf der heißen Seite des roten Riesenzweigs liegen, aus dem sie sich entwickelt haben, können sich rote Büschel- und Rot-Riesen-Stern-Sterne aus verschiedenen Populationen überlappen. Dies kommt in ω-Centauri vor, wo metallarme Rot-Riesenast-Sterne dieselben oder heißere Temperaturen haben als metallreichere rote Riesen. ^[3]

Andere Sterne, nicht strikt horizontale Sternsterne , kann in derselben Region des HR-Diagramms liegen. Sterne, die zu groß sind, um einen entarteten Heliumkern auf dem roten Riesenzweig zu entwickeln, zünden Helium vor der Spitze des roten Riesenzweigs und führen eine blaue Schleife aus. Für Sterne, die nur etwas massiver als die Sonne sind, um 2 M _☉ ist die blaue Schleife sehr kurz und weist eine ähnliche Leuchtkraft auf wie die roten Clump-Giganten. Diese Sterne sind um Größenordnungen weniger verbreitet als sonnenähnliche Sterne, noch seltener im Vergleich zu den Sub-Solar-Sternen, die rote Klumpengiganten bilden können, und die Dauer der blauen Schleife ist weit geringer als die Zeit, die ein roter Klumpengigant verbringt auf dem horizontalen Ast. Dies bedeutet, dass diese Betrüger im HR-Diagramm viel seltener sind, aber immer noch nachweisbar sind. ^[2]

Sterne mit 2 - 3 M _☉ werden ebenfalls durchgehen die roten Klumpen, während sie sich entlang des subgianten Astes entwickeln. Dies ist wieder eine sehr rasche Phase der Evolution, aber Sterne wie OU Andromedae sind in der Region mit roten Klumpen zu finden (5.500 K und 100 L _[1945), obwohl angenommen wird, dass es sich hier um eine Subgiant-Kreuzung handelt die Hertzsprung-Lücke. ^[2]

Standardkerzen [ edit ]

Theoretisch sind die absoluten Luminositäten der Sterne im roten Büschel ziemlich unabhängig von der Sternzusammensetzung oder dem Alter, so dass sie folglich gut sind Standardkerzen zur Abschätzung astronomischer Entfernungen sowohl in unserer Galaxie als auch zu nahe gelegenen Galaxien und Clustern. Schwankungen aufgrund von Metallizität, Masse, Alter und Extinktionen wirken sich zu stark auf visuelle Beobachtungen aus, als dass sie von Nutzen wären, aber die Auswirkungen sind im Infrarotbereich viel geringer. Insbesondere wurden Beobachtungen im Nahinfrarot-I-Band verwendet, um rote Klumpenabstände zu ermitteln. Absolute Beträge für den roten Klumpen bei Sonnenmetallizität wurden bei –0,22 im I-Band und –1,54 im K-Band gemessen. ^[8] Auf diese Weise wurde der Abstand zum galaktischen Zentrum gemessen, was zu einem Ergebnis von 7,52 kpc in führte Übereinstimmung mit anderen Methoden. ^[9]

Rote Beule [ edit ]

Der rote Büschel sollte nicht mit der "roten Beule" oder der Beule "Roter Riesenzweig" verwechselt werden, was weniger ist bemerkenswerte Anhäufung von Riesen entlang des roten Riesenzweigs, verursacht durch den Anstieg der Sterne des roten Riesenzweigs vorübergehend durch interne Konvektion abnehmende Helligkeit. ^[10]

Beispiele [ edit

Viele der helle "rote Giganten", die am Himmel sichtbar sind, sind eigentlich frühe K-Klasse-Rotklumpen-Sterne:

Arcturus wurde manchmal als Clump-Riese betrachtet, ^[13] wird aber jetzt häufiger als roter Riesenzweig betrachtet und ist etwas kühler und leuchtender als ein Rot-Clump-Stern. Referenzen edit ]

1. ^ Soubiran, C .; Bienaymé, O .; Siebert, A. (2003). "Vertikale Verteilung galaktischer Scheibensterne". Astronomie und Astrophysik . 398 : 141. arXiv: astro-ph / 0210628 . Bibcode: 2003A & A ... 398..141S. doi: 10.1051 / 0004-6361: 20021615.
2. ^ ^{a b c} gardi, 19659043] gardi (1999). "Ein sekundärer Büschel roter Riesensterne: Warum und wo?" Monatliche Bekanntmachungen der Royal Astronomical Society . 308 (3): 818. arXiv: astro-ph / 9901319 . Bibcode: 1999MNRAS.308..818G. doi: 10.1046 / j.1365-8711.1999.02746.x.
3. ^ ^{a b} Ree, C.H .; Yoon, S.-J .; Rey, S.-C .; Lee, Y.-W. (2002). "Synthetische Farbstärkediagramme für ω-Centauri und andere massive Kugelsternhaufen mit mehreren Populationen". 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). "Der gespaltene rote Büschel der galaktischen Wölbung von OGLE-III". The Astrophysical Journal Letters . 721 : L28. arXiv: 1007.5065 . Bibcode: 2010ApJ ... 721L..28N. doi: 10.1088 / 2041-8205 / 721/1 / L28.
5. ^ Sarajedini, Ata (1999). "WIYN Open Cluster Study. III. Die beobachtete Variation der Leuchtkraft und Farbe des roten Klumpens mit Metallizität und Alter". The Astronomical Journal . 118 (5): 2321. Bibcode: 1999AJ .... 118.2321S. doi: 10.1086 / 301112.
6. ^ Zhao, G .; Qiu, H. M .; Mao, Shude (2001). "Hochauflösende spektroskopische Beobachtungen von Hipparcos Red Clump Giants: Bestimmung der Metallizität und Masse". The Astrophysical Journal . 551 : L85. Bibcode: 2001ApJ ... 551L..85Z. doi: 10.1086 / 319832.
7. ^ d'Antona, Francesca; Caloi, Vittoria (2004). "Die frühe Evolution globaler Cluster: Der Fall von NGC 2808". The Astrophysical Journal . 611 (2): 871. arXiv: astro-ph / 0405016 . Bibcode: 2004ApJ ... 611..871D. doi: 10.1086 / 422334.
8. ^ Groenewegen, M.A.T. (2008). "Die absolute Größe des roten Klumpens basiert auf überarbeiteten Hipparcos-Parallaxen". Astronomie und Astrophysik . 488 (3): 935. arXiv: 0807.2764 . Bibcode: 2008A & A ... 488..935G. doi: 10.1051 / 0004-6361: 200810201.
9. ^ Nishiyama, Shogo; Nagata, Tetsuya; Sato, Shuji; Kato, Daisuke; Nagayama, Takahiro; Kusakabe, Nobuhiko; Matsunaga, Noriyuki; Naoi, Takahiro; Sugitani, Koji; Tamura, Motohide (2006). "Die Entfernung zum galaktischen Zentrum von der Infrarotphotometrie der Bulge Red Clump Stars". The Astrophysical Journal . 647 (2): 1093. arXiv: astro-ph / 0607408 . Bibcode: 2006ApJ ... 647.1093N. doi: 10.1086 / 505529.
10. ^ Alves, David R .; Sarajedini, Ata (1999). "Die altersabhängigen Luminositäten der Roter Riesenastzweig-Erhebung, der asymptotischen Riesenastzweig-Erhebung und des horizontalen Zweig-Rot-Clumps". The Astrophysical Journal . 511 : 225. arXiv: astro-ph / 9808253 . Bibcode: 1999ApJ ... 511..225A. Doi: 10.1086 / 306655.
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13. ^ Maeckle, R .; Holweger, H .; Griffin, R .; R. Griffin (1975). "Eine Modellatmosphärenanalyse des Spektrums von Arcturus". Astronomie und Astrophysik . 38 : 239. Bibcode: 1975A & A .... 38.239 M.
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Externe Links [ edit ]