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

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 , 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 .

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 .

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 . 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 .

Характеристики

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

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 .

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

Примечания

Литература

• H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner. . — 5th Edition. — Springer , 2007. — 510 с. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• M. Salaris, S. Cassisi. . — 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 .