Red clump
Red clump[1] (în română: „Bulgărele roșu”, „Cocoloșul roșu”) reprezintă o grupare de gigante roșii în diagrama Hertzsprung-Russell, situată în jurul valorilor de 5.000 K și magnitudine absolută (MV) +0,5; acestea sunt ușor mai fierbinți decât majoritatea stelelor de pe ramura gigantelor roșii care au aceeași luminozitate. Această grupare apare vizibilă ca o regiune mai densă a ramurii gigantelor roșii sau ca o protuberanță orientată spre temperaturi mai ridicate. Este proeminentă în multe roiuri deschise galactice și poate fi observată, de asemenea, în numeroase roiuri globulare de vârstă intermediară, precum și în rândul stelelor de câmp din vecinătate (de exemplu, stelele din catalogul Hipparcos).
Gigantele din această grupare sunt stele reci de pe ramura orizontală – stele inițial similare Soarelui care au trecut prin „flash-ul heliului” și care, în prezent, fuzionează heliu în nucleele lor.
Proprietăți
[modificare | modificare sursă]Proprietățile stelelor din red clump („cocoloșul roșu”) variază în funcție de originea acestora – în special în funcție de metalicitatea stelelor –, însă, în general, acestea prezintă tipuri spectrale din clasa K timpurie și temperaturi efective de aproximativ 5.000 K. Magnitudinea vizuală absolută a gigantelor din această grupare, situate în vecinătatea Soarelui, a fost măsurată la o valoare medie de +0,81, pentru niveluri de metalicitate cuprinse între −0,6 și +0,4 dex.[2]
Există o variație considerabilă a proprietăților stelelor din „gruparea roșie” (red clump), chiar și în cadrul unei singure populații de stele similare, precum un roi deschis. Acest lucru se datorează, pe de o parte, variației naturale a temperaturilor și luminozităților stelelor de pe ramura orizontală în momentul formării și pe parcursul evoluției lor și, pe de altă parte, prezenței altor stele cu proprietăți similare.[3] Deși stelele din „red clump” sunt, în general, mai fierbinți decât cele de pe ramura gigantelor roșii, cele două regiuni se suprapun, iar clasificarea individuală a stelelor poate fi stabilită doar în urma unui studiu detaliat al abundențelor chimice.[4][5]
Evoluție
[modificare | modificare sursă]Modelarea ramurii orizontale a evidențiat o tendință pronunțată a stelelor de a se concentra la capătul rece al ramurii orizontale de vârstă zero (ZAHB). Această tendință este mai puțin marcată în cazul stelelor cu metalicitate scăzută; prin urmare, „cocoloșul roșu” (red clump) este, de regulă, mai proeminent în roiurile bogate în metale. Cu toate acestea, există și alți factori care influențează distribuția, astfel încât se întâlnesc grupări dense de tip „cocoloșul roșu” și în unele roiuri globulare sărace în metale.[6][7]
Stelele cu o masă similară cu cea a Soarelui evoluează spre vârful ramurii gigantelor roșii, având un nucleu de heliu degenerat. Stelele mai masive părăsesc ramura gigantelor roșii mai devreme și descriu o „buclă albastră”, însă toate stelele cu nucleu degenerat ajung în acel punct având mase, temperaturi și luminozități ale nucleului foarte asemănătoare. După „flash-ul” de heliu, ele se plasează de-a lungul ramurii orizontale de vârstă zero (ZAHB); toate au nuclee de heliu cu o masă puțin sub 0,5 M☉, iar proprietățile lor sunt determinate în principal de dimensiunea învelișului de hidrogen din jurul nucleului. Masele mai mici ale învelișului duc la o fuziune mai slabă în stratul de hidrogen, rezultând stele mai fierbinți și ușor mai puțin luminoase, dispuse de-a lungul ramurii orizontale. Diferențele de masă inițială și variațiile naturale ale ratelor de pierdere a masei pe ramura gigantelor roșii determină variațiile maselor învelișurilor, deși nucleele de heliu au toate aceeași dimensiune. Stelele cu metalicitate scăzută sunt mai sensibile la dimensiunea învelișului de hidrogen; astfel, la mase egale ale învelișului, ele se distribuie pe o porțiune mai mare a ramurii orizontale, iar un număr mai mic dintre ele ajunge în „cocoloșul roșu” (red clump).
Deși stelele din „red clump” (cocoloșul roșu) se situează constant de partea mai caldă a ramurii gigantelor roșii din care au evoluat, stelele din „red clump” și cele de pe ramura gigantelor roșii provenind din populații diferite se pot suprapune. Acest lucru se întâmplă în cazul roiului ω Centauri, unde stelele de pe ramura gigantelor roșii sărace în metale au temperaturi egale sau mai ridicate decât cele ale gigantelor din „red clump” mai bogate în metale.[4]
Și alte stele – nu doar cele de pe ramura orizontală – se pot afla în aceeași regiune a diagramei H-R. Stelele prea masive pentru a-și forma un nucleu de heliu degenerat pe ramura gigantelor roșii vor iniția fuziunea heliului înainte de a atinge vârful acestei ramuri, parcurgând o „buclă albastră”. În cazul stelelor doar puțin mai masive decât Soarele (de aproximativ 2 M☉), bucla albastră este foarte scurtă, iar luminozitatea este comparabilă cu cea a gigantelor din „cocoloșul roșu” (red clump). Aceste stele sunt cu un ordin de mărime mai puțin numeroase decât cele asemănătoare Soarelui – și și mai rare comparativ cu stelele mai puțin masive decât Soarele care pot evolua în gigante din gruparea roșie –, iar durata buclei albastre este mult mai scurtă decât timpul petrecut de o gigantă din gruparea roșie pe ramura orizontală. Prin urmare, aceste stele care „imită” aspectul celor de pe ramura orizontală apar mult mai rar în diagrama H-R, rămânând totuși detectabile.[3]
Stelele cu mase cuprinse între 2 și 3 M☉ vor trece, de asemenea, prin regiunea red clump („cocoloșul roșu”) în timp ce evoluează de-a lungul ramurii subgigantelor. Aceasta este, din nou, o fază de evoluție foarte rapidă; totuși, stele precum OU Andromedae se regăsesc în zona „red clump” (5.500 K și 100 L☉), deși se consideră că sunt subgigante care traversează golul Hertzsprung.[3]
Utilizare în măsurători de distanță
[modificare | modificare sursă]Magnitudinea absolută a giganților roșii din „cocoloșul roșu” este teoretic independentă de vârsta și metalicitatea acestor stele, ceea ce ar permite utilizarea lor pentru calcularea distanței până la structurile în care se află: diferența dintre magnitudinea aparentă și magnitudinea absolută corespunde modulului de distanță, care este direct legat de distanța care separă aceste stele de planeta noastră. Acest lucru îl face un instrument pentru estimarea distanțelor astronomice[8], calibrate în special în banda K (infraroșu apropiat)[9] folosind stelele din Marele Nor al lui Magellan[10], ceea ce, la rândul său, a permis o estimare mai precisă a distanței până la acesta din urmă.[11]
Exemple
[modificare | modificare sursă]Multe dintre „gigantele roșii” strălucitoare vizibile pe cer sunt, de fapt, stele din „cocoloșul roșu” (red clump stars) de tip spectral G sau K timpuriu. Se consideră că Pollux, cea mai apropiată gigantă roșie de Soare, este o stea din cocoloșul roșu (red clump).[12] Alte exemple bine-cunoscute includ:
Despre Arcturus s-a crezut uneori că este o gigantă din cocoloșul roșu (red clump),[17] însă în prezent este considerată mai degrabă o stea de pe ramura gigantelor roșii, fiind ceva mai rece și mai luminoasă decât o stea din cocoloșul roșu.[18]
Note
[modificare | modificare sursă]- ↑ en Intrarea „red clump”. în An etymological dictionary of astronomy and astrophysics: english-french-persian. Paris: Observatoire de Paris..
- ↑ Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Siebert, A. (). „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 . - 1 2 3 Girardi, Léo (). „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 .
- 1 2 Ree, C. H.; Yoon, S.-J.; Rey, S.-C.; Lee, Y.-W. (). „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. (). „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.
- ↑ Zhao, G.; Qiu, H. M.; Mao, Shude (). „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.
- ↑ d'Antona, Francesca; Caloi, Vittoria (). „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.
- ↑ „Spectral analysis of redclump giants and their use as standard candles in the wavebands I and K”, Chinese Astronomy and Astrophysics (în engleză), 29 (1), pp. 39–52, , accesat în doi:10.1016/j.chinastron.2005.01.004
- ↑ „K-Band Red Clump Distance to the Large Magellanic Cloud” (PDF), The Astrophysical Journal Letters (în engleză), 573 (1), pp. L51–L54, , accesat în doi:10.1086/341992
- ↑ „K-Band Red Clump Distance to the Large Magellanic Cloud” (PDF), The Astrophysical Journal Letters (în engleză), 573 (1), pp. L51–L54, , accesat în doi:10.1086/341992
- ↑ „Age, Metallicity, and the Distance to the Magellanic Clouds From Red Clump Stars” (PDF), The Astrophysical Journal Letters (în engleză), 500 (2), pp. L137–L140, , accesat în doi:10.1086/311422
- ↑ Howes, Louise M.; Lindegren, Lennart; Feltzing, Sofia; Church, Ross P.; Bensby, Thomas (februarie 2019). „Estimating stellar ages and metallicities from parallaxes and broadband photometry - successes and shortcomings”. Astronomy & Astrophysics. 622: A27. arXiv:1804.08321 . Bibcode:2019A&A...622A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201833280 . ISSN 0004-6361.
- 1 2 Ayres, Thomas R.; Simon, Theodore; Stern, Robert A.; Drake, Stephen A.; Wood, Brian E.; Brown, Alexander (). „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; et al. (). „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 (februarie 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. (). „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.
- ↑ Maeckle, R.; Holweger, H.; Griffin, R.; Griffin, R. (). „A model-atmosphere analysis of the spectrum of Arcturus”. Astronomy and Astrophysics. 38: 239. Bibcode:1975A&A....38..239M.
- ↑ Ramírez, I.; Allende Prieto, C. (). „Fundamental Parameters and Chemical Composition of Arcturus”. The Astrophysical Journal. 743 (2): 135. arXiv:1109.4425 . Bibcode:2011ApJ...743..135R. doi:10.1088/0004-637X/743/2/135.
