Червоне згущення: відмінності між версіями

[[Файл:Stellar evolutionary tracks-en.svg|thumb|right|400px|Діаграма Герцшпрунга—Рассела показує еволюцію зірокзір різних мас. Червоне згущення відміченопозначено літерами «RC» на зеленій лінії, яка показує еволюцію зірокзір вагоюмасою бл. двох [[маса Сонця|сонячних мас]].]]

'''Червоне згущення''' ({{lang-en|red clump}})&nbsp;— це елементділянка [[Діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграми Герцшпрунга—Рассела]]. ВоноЗорі вважаєтьсяцієї ділянки вважаються [[Металічність|багатим на метали]] еквівалентом [[горизонтальнагоризонтальне гілкавідгалуження|горизонтальноїгоризонтального гілкивідгалуження]]<ref name="Stanec1"/>.

Зорі в цій частині діаграми Герцшпрунга—Рассела деколи називають ''гігантами згущення''. Ці зорі мають більшу [[світність]], ніж зорі [[головна послідовність|головної послідовності]] з такою ж температурою поверхні (або, відповідно, вони холодніші за зорі головної послідовності такої ж світності), тобто вони розташовані вправосправа та вгору по відношенню дозверху головної послідовності на діаграмі.

Вважається, що цей період [[еволюція зір|життєвого циклу]] зорі відповідає фазі спалення у її ядрі гелію, ву той час, які головна послідовність відповідає фазі спалення в ядрі зорі водню.

В теоріїТеоретично, абсолютна світність зорі узір червономучервоного згущеннізгущення достатньодосить незалежна від їїїх складу чи віку, тому вважається, що такі зорі є хорошимидобрими [[Шкала космічних відстаней#Стандартні свічки|стандартними свічками]] для оцінки астрономічних відстаней<ref>{{cite web|author=S. Bilir et al.|title=Luminosity-Colour Relations for Red Clump Stars|year=2012|work=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1210.5352v1}}</ref>. як всерединіусередині нашої Галактики, так і до розташованих поруч галактик та кластерівскупчень.

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&nbsp;— гелій. Зоря розвиваєтьсярухається вздовж лінії [[червоний гігант|червоних гігантів]] до більшої світності та нижчої [[Ефективна температура|ефективної температури]]. При цьому зростає тиск та температура ув ядрі зростає, доки не почнеться стабільна реакція зі спалення гелію. В залежностіЗалежно від металічності зорі, бідні на метал зорі через нижчуменшу [[прозорість]] переходять до вищих температур на горизонтальній гілці [[діаграма "колір-яскравість"|діаграми «колір-яскравість»]]. Багаті ж на металважкі елементи зорі [[Зоряне населення|популяції І]] залишаються червоними гігантами та утворюють на діаграмі Герцшпрунга—Рассела щільно населені червоні згущення, де такі зорі перебувають протягом всієїусієї фази основного спаленняспалювання гелію в ядрі<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>.

В [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоних променях]] [[абсолютна зоряна величина|абсолютні зоряні величини]] зірокзір червонихчервоного згущеньзгущення піддаютьсязазнають лише незначнійнезначних змінізмін. Абсолютна зоряна величина [[Система UBV|M_K]] падаєзростає відз −1,54^m до −1,57^m протягом віку зорі від 0,31 до 8 мільярдів років для зірокзір типу Сонця. Така невелика зміна величини у поєднанні з невеликим [[Міжзоряне поглинання|міжзоряним поглинанням]] світла ув середньому інфрачервоному діапазоні робить зіркизорі червоних згущень дуже добрими [[Шкала космічних відстаней#Стандартні свічки|стандартними свічками]] для оцінки астрономічних відстаней. Вони використовуютьсязастосовуються 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

* [[АсимптотичнаАсимптотичне гілкавідгалуження гігантів]]