Эта статья входит в число добротных статей

Красное сгущение

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Красное сгущение (также красное скопление) — стадия эволюции звёзд небольшой массы и металличности порядка солнечной, а также область, занимаемая ими на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Эта стадия идёт после ветви красных гигантов и предшествует асимптотической ветви гигантов. Звёзды на ней выделяют энергию за счёт ядерного горения гелия, их светимости и температуры лежат в небольшом диапазоне. Красное сгущение состоит из звёзд населения I и является самой низкотемпературной областью горизонтальной ветви, которая в остальном занята менее массивными и менее металличными звёздами, принадлежащими населению II.

Эволюция

[править | править код]
Строение звезды красного сгущения
Эволюционный трек звезды с массой Солнца

Звёзды попадают в красное сгущение после гелиевой вспышки, которой завершается их пребывание на ветви красных гигантов, и начала ядерного горения гелия. Это задаёт граничные массы для звёзд красного сгущения: в него попадают звёзды с начальной массой в диапазоне от 0,5 до 2,5—3 M⊙ (верхняя граница зависит от химического состава). Звёзды с массой менее 0,5 M⊙ неспособны запустить горение гелия в принципе[1], а у звёзд с массой более 2,5—3 M⊙ горение гелия начинается без вспышки — они не попадают в красное сгущение, а проходят голубую петлю[2].

Эволюционная стадия также определяет строение таких звёзд: их ядро практически полностью состоит из гелия. Состав внешней оболочки таких звёзд мало отличается от состава межзвёздной среды, состоящей в основном из водорода и гелия: в оболочках лишь ненамного больше гелия из-за первого вычерпывания, происходившего на ветви красных гигантов. В ядрах таких звёзд происходит тройная гелиевая реакция, в результате которой образуются углерод и кислород, а на границе ядра и оболочки происходит превращение водорода в гелий, в основном посредством CNO-цикла[3][4].

Со временем гелия в ядре становится всё меньше, в какой-то момент он перестаёт сгорать в ядре и начинает гореть в слоевом источнике. Внешние оболочки звезды начинают расширяться и охлаждаться, и на диаграмме Герцшпрунга — Рассела она покидает красное сгущение и начинает двигаться вверх и вправо, попадая на асимптотическую ветвь гигантов[5]. Время нахождения звезды в красном сгущении слабо зависит от её массы и приблизительно на два порядка меньше времени её нахождения на главной последовательности: например, для Солнца это время составит около 100 миллионов лет[6][7][8].

Характеристики

[править | править код]

Звёзды красного сгущения имеют очень близкие светимости, что позволяет использовать их в качестве индикаторов расстояния: разброс звёздных величин у них составляет около 0,2m и зависит от возраста звёздной системы, а среднее значение в полосе V составляет 0,81m, хотя и наблюдается зависимость этого значения от металличности[7][9][10]. Разброс температур этих звёзд также невелик, температура составляет около 5000 K, а спектральные классы находятся в диапазоне G8—K0[11], поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела они плотно сконцентрированы в небольшой области[12][13].

Звёзды, у которых только что началось горение гелия, образуют так называемую горизонтальную ветвь нулевого возраста (англ. zero age horizontal branch). Положение конкретной звезды на ней определяется несколькими параметрами: общей массой и массой гелиевого ядра (либо массой оболочки), а также долей гелия и металличностью внешних оболочек. При этом звёзды с массой более 1,4 M⊙ попадают на эту стадию в возрасте менее 4—5 миллиардов лет, следовательно, имеют металличность порядка солнечной. Они относятся к населению I и находятся в самой низкотемпературной области горизонтальной ветви, которая и называется красным сгущением, а термин «горизонтальная ветвь» к этим звёздам не применяется. В то же время звёзды населения II с меньшей массой и металличностью занимают части горизонтальной ветви с более высокой температурой, хотя качественно эволюционируют так же, как и звёзды красного сгущения[12][14][15].

По классу светимости звёзды красного сгущения относятся к звёздам-гигантам[16]. Из известных звёзд к красному сгущению относится, например, Капелла A[11].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 161.
  2. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 141, 173—174.
  3. ↑ Horizontal Branch stars. astronomy.swin.edu.au. Дата обращения: 30 января 2021. Архивировано 6 мая 2021 года.
  4. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 142, 164.
  5. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 250.
  6. ↑ I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer. Our Sun. III. Present and Future // The Astrophysical Journal. — 1993-11-01. — Т. 418. — С. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407. Архивировано 26 февраля 2008 года.
  7. ↑ 1 2 Звездные индикаторы. Красное Сгущение / Горизонтальная Ветвь. Астронет. Дата обращения: 2 февраля 2021. Архивировано 24 июня 2021 года.
  8. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 162.
  9. ↑ Ata Sarajedini. WIYN Open Cluster Study. III. The Observed Variation of the Red Clump Luminosity and Color with Metallicity and Age (англ.) // The Astronomical Journal. — 1999 November. — Vol. 118, iss. 5. — P. 2321. — ISSN 1538-3881. — doi:10.1086/301112. Архивировано 29 июня 2018 года.
  10. ↑ Вайнберг, 2013, с. 42.
  11. ↑ 1 2 Thomas R. Ayres, Theodore Simon, Robert A. Stern, Stephen A. Drake, Brian E. Wood. The Coronae of Moderate‐Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump (англ.) // The Astrophysical Journal. — 1998-03-20. — Vol. 496, iss. 1. — P. 428–448. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/305347. Архивировано 17 июля 2021 года.
  12. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 249.
  13. ↑ C. Soubiran, O. Bienaymé, A. Siebert. Vertical distribution of Galactic disk stars. I. Kinematics and metallicity // Astronomy and Astrophysics. — 2003-01-01. — Т. 398. — С. 141–151. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361:20021615. Архивировано 5 апреля 2019 года.
  14. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 163—167, 305.
  15. ↑ Detailed Star-Formation Histories of Nearby Dwarf Irregular Galaxies using HST. ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 30 января 2021. Архивировано 22 марта 2018 года.
  16. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 279.

Литература

[править | править код]
  • H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Springer, 2007. — 510 с. — ISBN 978-3-540-34143-7.
  • M. Salaris, S. Cassisi. Evolution of Stars and Stellar Populations. — John Wiley & Sons, 2005. — 388 с. — ISBN 978-0-470-09219-X.
  • С. Вайнберг. Космология. — УРСС, 2013. — 608 с. — ISBN 978-5-453-00040-1.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Красное_сгущение&oldid=121544741