Червоне згущення: відмінності між версіями

Після завершення основного [[Протон-протонний ланцюжок|водневого циклу]] на [[головна послідовність|головній послідовності]] зоря масою від 0,5 до 2,5 [[маса Сонця|мас Сонця]] спочатку переходить до спалення водню у оболонці, а в ядрі в цей час накопичується результат термоядерних реакцій. Зоря розвивається вздовж лінії [[червоний гігант|червоних гігантів]] до більшої світності та нижчої [[Ефективна температура|ефективної температури]]. При цьому зростає тиск та температура у ядрі доки не почнеться стабільна реакція зі спалення гелію. В залежності від металічності зорі, бідні на метал зорі через нижчу [[прозорість]] переходять до вищих температур на горизонтальній гілці [[діаграма "колір-яскравість"|діаграми "«колір-яскравість"»]]. Багаті ж на метал зорі [[Зоряне населення|популяції І]] залишаються червоними гігантами та утворюють на діаграмі Герцшпрунга—Рассела щільно населені червоні згущення, де такі зорі перебувають протягом всієї фази основного спалення гелію<ref>{{Literatur|Autor=S. Karaali et al.|Titel=Absolute Magnitude Calibration for Red Clump Stars|Jahr=2013|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1304.2530v1}}</ref><ref>{{Literatur|Autor=G. Tautvaisiene et al.|Titel=Red clump stars of the Milky Way – laboratories of extra-mixing|Jahr=2013|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1304.4393v1}}</ref>.

== Визначення відстані ==

В [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоних променях]] [[абсолютна зоряна величина|абсолютні зоряні величини]] зірок червоних згущень піддаються лише незначній зміні. Абсолютна зоряна величина [[Система UBV|M_K]] падає від -1−1,54 до -1−1,57 протягом віку зорі від 0,31 до 8 мільярдів років для зірок типу Сонця. Така невелика зміна величини у поєднанні з невеликим [[Міжзоряне поглинання|міжзоряним поглинанням]] світла у середньому інфрачервоному діапазоні робить зірки червоних згущень дуже добрими [[Шкала космічних відстаней#Стандартні свічки|стандартними свічками]] для оцінки астрономічних відстаней. Вони використовуються для аналізу структур всередині [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]] та [[Місцева група|місцевої групи галактик]]<ref>{{Literatur|Autor=Smitha Subramanian, Annapurni Subramaniam|Titel=Structure of the Large Magellanic Cloud from Near Infrared magnitudes of Red clump stars|Jahr=2013|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1301.7538v1}}</ref><ref>{{Literatur|Autor=S. Bilir et al.|Titel=A New Absolute Magnitude Calibration for