Відмінності між версіями «Червоне згущення»

м
 
== Розвиток ==
Після завершення реакцій [[Протон-протонний ланцюжок|водневого циклу]] в ядрі (на стадії [[головна послідовність|головної послідовності]]) у зорях масою від 0,5 до 2,5 [[маса Сонця|мас Сонця]] продовжується горіння водню в шарі навколо ядра, а в ядрі в цей час накопичується продукт термоядерних реакцій&nbsp;— гелій. Зоря рухається вздовж лінії [[червоний гігант|червоних гігантів]] до більшої світності та нижчої [[Ефективна температура|ефективної температури]]. Тиск та температура в ядрі зростають, доки не відбудеться [[спалах гелієвого ядра]]. Подальша еволюція залежить від [[металічність|металічності]] зорі. Бідні на важкі елементи зорі через меншу [[Прозорість середовища|прозорість]] переходять до вищих температур на горизонтальній гілці [[діаграма «колір-яскравість»|діаграми «колір-яскравість»]]. Багаті ж на важкі елементи зорі [[Зоряне населення|популяції І]] залишаються червоними гігантами та утворюють на діаграмі Герцшпрунга—Рассела щільно населені червоні згущення, де такі зорі перебувають протягом усієї стадії горіння 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>.
Врешті-решт вони еволюціонують до [[Асимптотичне відгалуження гігантів|асимптотичного відгалуження гігантів]]<ref name="aes"/>.