Astronomiya

Qırmızı yığın ulduzları üfüqi budaq ulduzlarıdır?

Qırmızı yığın ulduzları üfüqi budaq ulduzlarıdır?

Yatay budaq ulduzları haqqında Vikipediya məqaləsində deyilir:

Müvafiq bir ulduz sinfi, nisbətən daha gənc (və dolayısı ilə daha kütləvi) və daha çox metalla zəngin I populyasiyanın HB ulduzları ilə müqayisədə (II populyasiyaya aid olan) qırmızı yığın deyilən qrupa aid olan nəhənglərdir. .

Qırmızı yığın haqqında məqalədə deyilir:

Qırmızı yığın nəhəngləri sərin üfüqi budaq ulduzlarıdır

Aşağıdakı bu şəkil qırmızı yığın ulduzların üfüqi budaq ulduzları olduğunu da göstərir. Bu qiymətləndirmə düzgündür və beləcə ilk vikipediya məqaləsində qırmızı yığıncaqlı ulduzların özləri (lakin "tərəf müqabili") olan HB ulduzları olduğunu düşünmək səhvdir?


Ulduz qırmızı bir nəhəng halına gəldikdə orta radius azalır, amma radius səth qalxır.

Qırmızı nəhəng böyük, dağınıq bir zərflə əhatə olunmuş son dərəcə sıx bir nüvəyə sahibdir.

Qırmızı nəhəngin quruluşu, sıxlığın və temperaturun səthdən mərkəzə doğru hamarca yüksəldiyi əsas ardıcıllıq ulduzundan tamamilə fərqlidir.

Quruluşdakı bu fərq, qırmızı nəhənglərin niyə ana ardıcıllıq ulduzları ilə eyni kütlə-parlaqlıq münasibətinə və kütlə-radius münasibətinə tabe olmamalarını izah edir.


Qırmızı yığın ulduzları üfüqi budaq ulduzlarıdır? - Astronomiya

Metalla zəngin ([Fe / H] = - 0.53) qlobuslu klaster NGC 6441-in zaman seriyası VI fotometriyasını təqdim edirik. Rəng ölçüsü diaqramımız Hubble Space Teleskop məlumatlarında görülən uzanan mavi üfüqi dalın ən kənar nöqtələrdə mövcud olduğunu göstərir. qrupun. Yatay budaqlı ulduzların təxminən 17% -i mavi rəngdə və qırmızı dəstənin parlaq tərəfində uzanır. Qırmızı yığın özü qızartma vektoruna az qala paralel yamaclarda olur. Bu yamacın bir hissəsi diferensial qızartı ilə əlaqədardır, lakin bir hissəsi daxilidir. Mavi üfüqi budaqlı ulduzlar qırmızı yığın ulduzlara nisbətən daha çox mərkəzləşmişdir və kütləvi seqreqasiya və mavi üfüqi budaqlı ulduzlar üçün mümkün ikili mənşəyi göstərir. Kəşf etdik

NGC 6441 yaxınlığında 50 yeni dəyişən ulduz, bunların arasında yüksək ehtimalla çoxluq üzvü olan səkkiz və ya daha çox RR Lyrae ulduzu var. 0.2-1.0 gün aralığında hərtərəfli dövr axtarışları, eyni metallik sahə RR Lyrae ilə müqayisədə əsas pulsatörlər üçün qeyri-adi dərəcədə uzun müddətlər (0,5-0,9 gün) verdi. Üç oxşar uzun müddətli RR Lyrae digər metalla zəngin qlobus qruplarında bilinir. Əlinizdə 10-dan çox nümunə olduğu kimi, uzun müddət metal ilə zəngin olan RR Lyrae ulduzlarının fərqli bir alt sinifinin meydana çıxdığı görünür. Bu ulduzların normal RR Lyrae ilə eyni daxili rənglərə sahib olduğu görünür. RR Lyrae-nin minimum yüngül rəngindən istifadə edərək, qrupun üzü boyunca qızartıda əhəmiyyətli dərəcədə dəyişmə ilə orta qrupun qızartmasını E (B-V) = 0.45 +/- 0.03 mag olaraq təyin edirik. Yatay budaqlı ulduzların müşahidə olunan xüsusiyyətləri, atmosferdəki helium bolluğunu artırmaq üçün dərin qarışdırma tətbiq edən son modellərlə ağlabatan bir şəkildə uyğun gəlir, yüksək helium bolluğunu qəbul edən modellərlə ziddiyyət təşkil edir. C tipli RR Lyrae-nin işıq əyriləri qeyri-adi dərəcədə uzun qalxma müddətinə və kəskin minimuma sahibdir. Ulduz pulsasiya modellərində bu işıq əyrilərinin çoxaldılması, NGC 6441-də müşahidə olunan anomal mavi üfüqi dal uzantısı və meylli qırmızı yığınlardan məsul olan fiziki dəyişkənləri məhdudlaşdıran başqa bir vasitə təmin edə bilər.


2 VERİ

Verilər RAVE-nin dördüncü məlumat buraxılışından seçilir (DR4 Kordopatis et al. Reference Kordopatis 2013). RAVE DR4, DENIS istifadə edən ilk RAVE versiyasıdır Mən- yalançı əvəzinə giriş kataloqu üçün bant böyüklüyü Mən-bant böyüklük. Yeni kataloq 482 430 ulduz üçün radial sürətləri təqdim edir. Radial sürətlərdə daxili səhvlər azalır

RAVE DR3 nümunəsinin% 68-i ilə müqayisədə RAVE DR4 nümunəsinin 68% -i üçün 2 ilə 1,4 km s −1 (Siebert et al. Reference Siebert 2011). Nümunənin radial sürət səhvləri 0.80 ± 0.24 km s-1-də orta dəyərə malikdir. Bu məlumat yayımının vacib xüsusiyyətlərindən biri də MATISSE (Recio-Blanco, Bijaoui, & amp de Laverny Reference Recio-Blanco, Bijaoui and de Laverny 2006) və DEGAS (Bijaoui et al. Reference Bijaoui, Recio) ilə yeni bir boru kəməri istifadə etməsidir. -Blanco, de Laverny və Ordenovic 2012) daha etibarlı ulduz atmosfer parametrləri (effektiv temperatur, səth cazibəsi və metallik) əldə etmək üçün alqoritmlər, burada Kordopatis et al. (Referans Kordopatis 2013) Bijaoui et al. Da istifadə olunan şəbəkəni genişləndirir. (Referans Bijaoui, Recio-Blanco, de Laverny və Ordenovic 2012) 4500 K-dan 3000 K-a qədər. Ayrıca Tycho-2 (Hog et al. Reference Hog 2000) kimi müxtəlif mənbələrdən toplanan ulduzların düzgün hərəkətləri, UCAC2, UCAC3, UCAC4 (Zacharias et al. Reference Zacharias 2010, Reference Zacharias 2013), PPMX, PPMXL (Roeser, Demleitner, & amp Schilbach Reference Roeser, Demleitner and Schilbach 2010) və SPM4 (Girard et al. Reference Girard 2011) hamısı nümunə ulduzların fərqli hissələrini əhatə edir. UCAC4 uyğun hərəkətləri, RAVE DR4 məlumatlarının 98% -ni əhatə etdiyi üçün kinematik parametr hesablamaları üçün giriş olaraq seçilir. Müvafiq hərəkət səhvləri 0,5 ilə 4 il arası −1 arasındadır və orta dəyəri 1,69 ± 0,65 mas il −1 təşkil edir. Yaxın infraqırmızı böyüklüklər İki Mikronlu Bütün Səma Tədqiqatından (2MASS Skrutskie et al. Reference Skrutskie 2006), Nöqtə Mənbələrinin All-Sky Kataloğundan (2MASS Cutri və digərləri. Reference Cutri 2003) götürülmüşdür.

RAVE DR4 ulduzlarının məsafələri iki fərqli prosedurla qiymətləndirilmişdir. Biri Zwitter və digərlərindən. (Referans Zwitter 2010) ’un ayrı-ayrı ulduz parametrlərinin RAVE DR4 boru kəmərlərindən bir sıra izoxronlar üzərində proyeksiya üsulu və bir ulduzun mütləq böyüklükləri üçün ən çox ehtimal olunan dəyəri əldə etməsi. Digəri Binney və digərlərindəndir. (Reference Binney 2014) Burnett & amp Binney (Reference Burnett and Binney 2010) alqoritminin təkmilləşdirilmiş bir versiyası olan Bayesian məsafəni tapmaq metodu. Bununla birlikdə, tədqiqatımızda RC nümunəmiz üçün məsafələr fərqli bir prosedurla hesablanır. RC ulduzlarının məsafədən qiymətləndirilməsində 2MASS infraqırmızı böyüklüyünə yaxınlaşmağı üstün tutduq. Bu fotometrik zolaqlar ulduzlararası qırmızılıqdan və udulmadan çox təsirlənmir. The K s RC ulduzlarının mütləq böyüklüyü yalnız metallikdən zəif bir asılılığa malikdir. Bu əlaqə son on ildə bir çox araşdırmada göstərildi (məsələn, Lopez-Corredoira et al. Referans López-Corredoira, Cabrera-Lavers, Garzón and Hammersley 2002, Reference López-Corredoira, Cabrera-Lavers, Gerhard and Garzón 2004 Cabrera -Lavers, Garzón, & amp; Hammersley Reference Cabrera-Lavers, Garzón and Hammersley 2005 Cabrera-Lavers et al. Reference Cabrera-Lavers, Hammersley, González-Fernández, López-Corredoira, Garzón and Mahoney 2007a, Reference Cabrera-Lavers , Yaz və López-Corredoira 2007b, Referans Cabrera-Lavers, González-Fernández, Garzón, Hammersley and López-Corredoira 2008 Bilir et al. Referans Bilir 2012 və bunlardakı istinadlar).

Şəkil 1-də Teff - girişg RC ulduzlarının yerləşmə ehtimalı ən yüksək olduğu bölgənin diaqramı biri loqaritmik say sıxlığı, digəri isə loqaritmik metallik olan iki paneldə rəng kodlu diaqram şəklində təqdim olunur. Həmçinin, rəqəmin üzərinə ən çox izlənilən bölgəyə əsaslanan 1σ və 2σ kontur xətləri çəkilmişdir. Kontur xəttlərindən asılı olaraq 1σ ərazidə yaşayan 68 663 ulduza uyğun olan ulduzları seçdik. Bütün bölgə 1 & lt jurnalını əhatə edirg & lt 3 və 4000 & lt T eff(K) & lt 5400. Uyğun RC nümunəsinin seçilməsi eyni zamanda UCAC4 kataloqu ilə uyğunlaşdırılmış digər məhdudiyyətlərdən (1) asılıdır (Zacharias et al. Reference Zacharias 2013) müvafiq hərəkət dəyərləri (çünki digər düzgün hərəkətlə müqayisədə nümunənin ən böyük hissəsini əhatə edir). Kataloqlar) (2) RAVE DR4 kimyəvi boru kəmərindən metaliklik dəyərlərinə malikdir (Kordopatis et al. Reference Kordopatis 2013) (3) Kordopatis et al. (Referans Kordopatis 2013), ilə ulduzları S/N AV RAVE DR4 kataloqudakı 40 ədədi daha dəqiq astrofiziki parametrlərə malikdir, buna görə də bu kəsilmə aparılmışdır (4) təkrar müşahidələrdən qaçınmaq. Bu, ulduzların sayını 52 196-a endirir.

Şəkil 1. Teff - girişg RC bölgəsinin diaqramı, loqaritmik say sıxlığı üçün kodlaşdırılmış rəng (a). Qırmızı kəsikli və ağ rəngli düz xətlər sırasıyla 1σ və 2σ bölgələri göstərir. Teff - girişg RC bölgəsinin diaqramı, metallıq üçün kodlanmış rəng (b). Ağ kəsikli və möhkəm xətlər sırasıyla 1 və 2σ bölgələri göstərir.

Şəkil 1-in yalançı HR diaqramı olduğunu nəzərə alsaq, nəhəng budağın ilk qalxışındakı ulduzların log kimi daha parlaq mütləq böyüklüklərə sahib olduğunu göstərir.gT eff hər ikisi azalır. Daha parlaq mütləq böyüklüklər daha böyük görüş məsafələrinə cavab verir. RAVE-nin Qalaktik müstəvidən uzaqlaşdığına görə, daha böyük məsafə məsafələri statistik olaraq daha çox qalın disk ulduzları və beləliklə daha aşağı metallik deməkdir. Şəkil 2 [Fe / H] ilə arasında bir əlaqənin olduğunu göstərir T eff və [Fe / H] ilə log arasındag ilk qalxma nəhəngləri ilə çirkləndiyini iddia edən RC nümunəmizdə. Bənzər bir RC ulduzu seçimi ilə Williams et al. (Referans Williams 2013) RC nümunələrindəki ilk qalxma nəhənglərinin çox oxşar məsafə paylanmasına sahib olduqlarını göstərdi. Bunu və vicdanlı RC ulduzları arasında mütləq böyüklükdə həqiqi bir dispersiyanın olduğunu nəzərə alsaq, bu cür məsafəli qeyri-müəyyənliklər ölçülmüş qradiyentlərimizi azaldacaqdır. Buna baxmayaraq ümumi tendensiyaları axtararkən belə bir təsiri ikinci sıra hesab edirik.

Şəkil 2. Teff - [Fe / H] və girişg - RC nümunəmizin [Fe / H] diaqramı.

Groenewegen'i (Referans Groenewegen 2008) qəbul etdik M K s = - Nümunə üçün 1.54 ± 0.04 mag. Schlafly & amp Finkbeiner'in (Referans Schlafly və Finkbeiner 2011) qırmızı rəngli xəritələrini istifadə edərək, E (BV) hər ulduz üçün ayrı-ayrılıqda rəng artıqlığı və azaldılmış rəng həddi $ E _ < mətni əldə edilmişdir> (B-V) $, Bahcall & amp Soneira (Referans Bahcall və Soneira 1980) tənliyindən istifadə edərək RC nümunəsindəki hər ulduzun məsafələri ilə əlaqədardır. Daha çox təkrarlanmaların dereddening üçün aparıldı K s hər ulduz üçün görünən böyüklük (bax: Coşkunoǧlu et al. Reference Coşkunoǧlu 2011, Reference Coşkunoǧlu 2012). Şəkil 3-də panellər (a) və (b) orijinal rəng artıqlığını təmsil edir (E (BV)) və azalmış rəng artıqlığı $ E _ < text> (B-V) $ RC ulduzlarının sırasıyla Qalaktik koordinatlarda kodlanmış rəng olaraq.

Şəkil 3. Üçün kodlanmış rəng E (BV) rəng artıqlığı (a) və azalmış rəng artıqlığı Ed(BV) (b) Qalaktik koordinatlarda 52 196 ulduzun paylanması.

Nümunə ulduzların məsafə histoqramı Şəkil 4-də verilmişdir. Orta məsafə və standart sapma d = 1 və σ = 0.37 kpc. Nisbi məsafə səhvləri üçün orta dəyər 0.05 kpc-dir. RC ulduzlarının Heliosentrik məkan paylanmaları Şəkil 5-də iki paneldə göstərilmişdir. Ulduzların çoxu birinci və dördüncü Qalaktik dörddədir. Nümunənin orta məsafə dəyərləri X, YZ sırasıyla 0,67, 0,09 və - 0,24 kpc-dir. Nümunəmiz 0 & lt | məsafəni əhatə edirZ| & lt 3 kpc və 5.5 & lt R gc & lt 11 kpc. Bununla birlikdə, nümunə ulduzlarımızın çoxu (% 83.6) $ 7 & ltR _ < mətnində cəmlənmişdir> & lt9 $ kpc.

Şəkil 4. 52 196 RC ulduzlarının məsafə histoqramı. Məsafənin paylanmasının orta və standart sapması müvafiq olaraq 1 və 0.37 kpc-dir. RC ulduzlarının müvafiq faizi diaqramın yuxarı panelində də göstərilir.

Şəkil 5. Proqnozlaşdırılan RC ulduzlarının Heliosentrik paylanması XYXZ təyyarələr.

RAVE DR4 mənzərə hızı sürətləri (Kordopatis et al. Reference Kordopatis 2013), UCAC4 düzgün hərəkətləri (Zacharias et al. Reference Zacharias 2013) və fotometrik məsafələr kosmik sürət komponentləri əldə etmək üçün birləşdirilmişdir (U, V, WJohnson & amp Soderblom (Reference Johnson and Soderblom 1987) standart alqoritmləri və J2000 dövrü üçün sağ əlli bir sistemin çevrilmə matrisləri ilə hesablanan 52 196 RC ulduzdan (Beynəlxalq Səmavi Referans Sistemində təsvir olunduğu kimi) Hipparcos və Tycho-2 Kataloqları [ESA 1997]). Beləliklə, U, VW bir ulduzun Günəşə nisbətən bir sürət vektorunun tərkib hissələridir, burada U Qalaktik mərkəzə qarşı müsbətdir (l = 0°, b = 0°), V Galaktik fırlanma istiqamətində müsbətdir (l = 90°, b = 0 °) və W Şimali Qalaktik Qütbə qarşı müsbətdir (b = 90 °). Günəşin Galaktik fırlanma sürəti 222.5 km s −1 (Schönrich Reference Schönrich 2012) olaraq qəbul edilmişdir. Galaktikamızdakı ulduzlar fərqli sürətlə Galaktik mərkəzin ətrafında dövrə vurduğundan, Mihalas & amp Binney (Referans Mihalas və Binney 1981) bir sıra düzəlişlər təklif etdi UV Bunu kompensasiya etmək üçün yer sürətləri. The W boşluq sürəti bu davranışdan təsirlənmir, buna görə düzəlişə ehtiyac yoxdur. Birinci dərəcəli Qalaktik diferensial fırlanma düzəlişləri $ -61.29 & lt textU & lt34.12 $ və - 3.76 $ & lt textV & lt5.34 $ km s −1. Daha sonra Coşkunoǧlu et al .ın günəş yerli istirahət dəyərləri (LSR) tətbiq edilərək kosmik sürətlər azalır. (Referans Coşkunoǧlu 2011) bütün ulduzlar üçün $ ( text_ < odot>, text_ < odot>, text_ < odot>) _ < mətn> = (8.83 < pm> 0.24, 14.19 < pm> 0.34, 6.57 < pm> 0.21) $ km s −1 ilə LSR.

Johnson & amp Soderblom (Reference Johnson and Soderblom 1987) alqoritmindən istifadə edərək boşluq sürətlərinin qeyri-müəyyənliyi radial sürət, düzgün hərəkət və məsafədəki qeyri-müəyyənliklərin yayılması ilə hesablanır. Kinematik giriş parametri səhvləri 0.3 & lt γ & lt 6.6 km s −1, 0.5 & lt μ & lt 7 mas yr −1 və 0.01 & lt in ilə dəyişir.π/ π & lt Radial sürət, düzgün hərəkət və məsafə üçün müvafiq olaraq 0,13 aralıqları və bunların uyğun ortalamaları və standart sapmaları sırasıyla 0,80 ± 0,24, 1,69 ± 0,65 və 0,05 ± 0,26-dır. Ümumi boşluq sürət səhvləri RC ulduzlarının fərdi boşluq sürət səhvlərinin kvadrat kökü kimi hesablanır, yəni. (S 2 səhv = U səhv 2 + V 2 səhv + W səhv 2). 52 196 RC ulduzun ümumi yer sürətlərinin paylanması Şəkil 6a-da təqdim edilmişdir. RC ulduzlarının ümumi boşluq sürət səhvlərində son bir məhdudiyyət tətbiq etdik. Ən uyğunsuz ulduzları çıxarmaq üçün ulduzlardan ümumi boşluq sürəti səhvində 1-σ proqnoz daxilində çıxarılan 21 km s −1 bir kəsmə nöqtəsi tətbiq etdik. Beləliklə, son nümunəmiz 47 406 RC ulduzuna endirilir. Son nümunədə orta boşluq sürət səhvləri və (U səhv, V səhv, W səhv) = (- 4.92 ± 2.86, 4.03 ± 2.94, 4.88 ± 2.85) km s −1. Şəkil 6b – d-də son RC nümunəsi üçün yer sürət səhvlərinin histoqramları göstərilir. Əncir. 7 və 8, müvafiq olaraq son RC nümunəsinin boşluq sürətini və metallik paylamalarını göstərir.

Şəkil 6. 52 196 ulduzun ümumi boşluq sürəti səhv histoqramı (üst panel). Median və standart sapma, sırasıyla 9.23 və 11.58 km s are1-dir, bunların cəmindən hangi təqribən 21 km s-1 verir və bu, nümunəyə tətbiq olunan son məhdudiyyətdir. Nəticədə son nümunə olaraq 47406 RC ulduz qaldı. Histogramları U, VW kosmik sürət səhvləri, 47 406 RC ulduzun ümumi kosmik sürət səhv histoqramına nisbətən (alt panellər).

Şəkil 7. RC ulduzlarının boşluq sürət komponentlərinin paylanması VUVW təyyarələr.

Şəkil 8. 47 406 RC ulduzun metaliklik histogramı. Dağılımın orta metallığı [Fe / H] = - 0,27 dex və standart sapması σ[Fe / H] = 0,24 dex.

Binney et al. (Referans Binney 2014) mütləq böyüklüklərinin pik nöqtəsini tapdı M K s = −1.53 mag (bax Şəkil 10). Onlarla demək olar ki, eyni dəyəri istifadə etdiyimiz üçün (M K s = -1.54 ± 0.04 mag), məsafələrimizin Binney və digərlərinə çox bənzəyəcəyini gözləyirik. (Referans Binney 2014) məsafələr. Şəkil 9, son RC nümunəmizin məsafələrini Binney və digərləri ilə müqayisə edir. (Reference Binney 2014) RAVE DR4-də. Şəkil 9 göstərir ki, Binney et al. (Referans Binney 2014) məsafələr sistematik olaraq daha böyükdür, gözlənildiyi kimi yenə də çox oxşardırlar: İki metod arasındakı məsafə fərqinin ortalama və standart sapması sırasıyla 87 və 220 ədəddir. 47 406 RC ulduzumuzdan RAVE DR4-Binney et al. (Referans Binney 2014) 41 221-ə qədər məsafələr təmin edir, yəni nümunənin% 13-ü yoxdur. Nəzərə alsaq ki, məsafələrimiz Binney et al. (Referans Binney 2014) məsafələr və daha böyük bir nümunə təmin etmək üçün metallik qradiyenti analizimiz üçün fotometrik paralaks qiymətləndirməmizi istifadə etdik.

Şəkil 9. Bu tədqiqatla Binney və digərlərinin məsafəli müqayisəsi. (Referans Binney 2014).

RC nümunəsindəki fərdi ulduzların dinamik xüsusiyyətləri hesablanır MWPotential2014 model dəlisov Bovy'nin qalaktik dinamik kitabxanası (Referans Bovy 2015), məqaləsinin Cədvəl 1-də ətraflı şəkildə verilmişdir. Müəyyən edilmiş bir ulduz üçün qapalı orbitin Galaktik orbital parametrlərini əldə etmək üçün 3 Gyr-dən çox birləşmiş Samanyolu potensialı (qabarıqlıq, disk və halo üçün) test hissəcik inteqrasiyası həyata keçirilir. Ulduzlarımızın səmavi ekvator koordinatları, məsafələri, düzgün hərəkətləri və radial sürətləri apoqalaktik və perigalaktik məsafələr, qalaktik müstəvidən maksimum şaquli məsafə, orbital açısal momentum və ekssentrikliklər kimi Galaktik orbital parametrlərin hesablanmasında giriş parametrləri kimi istifadə olunur. çıxış parametrləri kimi əldə edilmişdir.

Qradiyent analizi həm ulduzların cari orbital vəziyyəti, həm də tam orbitləri üçün aparılır. Beləliklə, cari Galaktosentrik məsafə kimi hesablamalarda müxtəlif radial və şaquli məsafələr nəzərə alınır (R gc), Qalaktik müstəvidən cari mütləq şaquli məsafə (|Z|), orta Galaktosentrik məsafə (R m), perigalaktikanın orta hesabıdır (r səh) və apoqalaktik (r a) bir ulduz orbitinin məsafələri və Qalaktik müstəvidən Şimala doğru maksimum şaquli məsafələr (z maks) və Cənubi Qalaktik (z dəq) bir ulduzun bütün orbitinin dirəkləri. Üstəlik, ulduzların düz və şaquli eksantrik təyyarələrdə ümumi paylanması araşdırılır. Planar eksantriklik dəlisov dinamik kitabxana ($ e _ < rm p> = frac-r _ < rm p >>+ r _ < rm s >> $), şaquli eksantrikliklər $ e _ < rm v> = frac < frac <1> <2> (| z _ << rm max >> | + | z_ << rm min >> |)>>$ .


Red Giant Star 9 haqqında məlumatlar: günəş və nəhəng ulduzlar

Günəş nəhəng ulduzlardan kiçik olduğundan, planetlərin ölçüsü də daha böyükdür. Daha böyük ulduzların daha böyük planetlərə sahib olacağına inanılır.

Red Giant Star haqqında həqiqətlər

Red Giant Star 10 haqqında məlumatlar: planet kütləsi

Ulduz küləyin artmasının artan planet kütləsini təsir edəcəyini bildirən bir mübahisə var.

Oxuduqdan sonra valeh olmusan qırmızı nəhəng ulduz haqqında həqiqətlər?


Qırmızı dəst ulduzları üfüqi budaq ulduzlarıdır? - Astronomiya

Yer və kosmik əsaslı çox dalğalı məlumatlardan istifadə edərək qlobal kürə NGC 1851 HB ardıcıllığında görülən xüsusiyyətləri anlamaq üçün uzaq UV (FUV) parlaq üfüqi budaq (HB) ulduzlarının bir işini təqdim edirik. HB ulduzlarını və üzvlərini Hubble Space Teleskopu və Gaia DR2 məlumatlarından təsnif etmək üçün optik və ultrabənövşəyi rəng ölçüsü diaqramları istifadə olunur. Nüvədən gelgit radiusuna qədər olan isti HB ulduzlarının spektral enerji paylanması (SED) qurulur. SED-lər, "Grundahl jump" yaxınlığındakı HB ulduzlarının uyğunlaşma üçün atmosfer küləş metallıq modellərindən istifadə edildiyi zaman FUV axınının azaldığını göstərir, lakin atmosfer diffuziyası səbəbindən gözlənildiyi kimi daha yüksək metallik modellərdə daha yaxşı bir uyğunluq tapılır. Hər biri daxili və xarici bölgələrdə ikisi olan xüsusilə dörd maraqlı ekstremal HB (EHB) ulduzu haqqında məlumat veririk. Hərarətləri T eff ∼ 25,000 K və 31,000 K olan subluminous EHB və "blue-hook" namizədlərini aşkar edirik. BHB ilə normal EHB ulduzları arasında yerləşən radiuslu bir EHB ulduzu (T eff ∼ 17,000 K) tapdıq. EHB ulduzlarımızın ən özəlinin (T eff ∼ 28,000 K) spektroskopik tədqiqat üçün vacib bir hədəf olan mavi rəngli bir ulduza (BSS T eff ∼ 7000 K) qədər fotometrik ikili olduğu təsbit edildi. Namizəd EHB + BSS ikili sistemin bu kəşfi, EHB ulduzlarının əmələ gəlməsinə səbəb olan qırmızı nəhəng budaq mərhələsindəki kütləvi itkini izah etməyə kömək edə bilər.


Gaia və Qırmızı Dəst

Qırmızı yığın (RC) ulduzları bir zamanlar günəşə bənzəyən, indi nüvələrindəki helyum birləşməsi ilə dəstəklənən qırmızı nəhənglərə çevrilən adi ulduzlardır. Dəqiq yaşlarından və tərkiblərindən asılı olmayaraq, bütün RC ulduzları təxminən eyni mütləq parlaqlığa sahib olurlar. Bu səbəbdən bir rəng böyüklüyündə və ya Hertzsprung-Russell diaqramında (Şəkil 1) müəyyən bir nöqtədə & # 8220 yığılma & # 8221 meylli olduqları və bunları nələr edir standart şamlar: RC ulduzlarının aydın parlaqlığı məsafələri ilə birbaşa bağlıdır.

Şəkil 1: Həm TGAS, həm də 2MASS kataloqlarında tapılmış yaxşı ölçülmüş paralaks məsafələri olan ulduzların rəng böyüklüyü diaqramı. & # 8211 Şəkil 1-in kağızdan çoxaldılması

Standart şamlar kimi RC ulduzları, Samanyolu'ndaki ulduz birliklərinə və yaxınlıqdakı qalaktikalara qədər olan məsafələri ölçmək üçün istifadə edilmişdir. Bununla belə, bu cür ölçmələr əvvəlcədən bir kalibrləmə tələb edir, bunun üçün məsafələri bilinən tanınmış RC ulduzlarının istinad parlaqlığının istifadə olunan dalğa uzunluğu zolağında təyin edilməsi və ulduzlararası sönmə üçün düzəldilməsi lazımdır. Bu günün & # 8217s sənədinin müəllifləri, bu ölçmə qeyri-müəyyənliklərini diqqətlə nəzərə alaraq bir çox geniş istifadə olunan lentlər üçün bu kalibrləmə aparırlar və RC ulduzlarının standart şamlar qədər faydalı olduğunu müəyyənləşdirirlər.

Müəlliflər, Samanyolu boyunca müxtəlif məsafələrdə olan RC ulduzlarını da daxil edən bir çox mövcud kataloqdan məlum olan RC ulduzlarının bir nümunəsini seçməyə başlayırlar (əksəriyyəti yüksək qətnamə infraqırmızı spektroskopiya ilə müəyyən edilmişdir). Daha sonra bu ulduzların 2MASS, WISE və Gaia kataloqlarından ümumilikdə 8 optik-orta infraqırmızı zolaqla ölçülmüş (kalibrlənməmiş) görünən böyüklüklərini və trigonometrik paralakslarını Tycho-Gaia Astrometrik Həllindən alırlar. Ulduz paralaks çox etibarlı, ancaq nisbətən yaxınlıqdakı ulduzlar üçün yalnız mümkün olan tamamilə həndəsi məsafə ölçməsinə imkan verir. Ümumilikdə, 972 RC ulduzu, məsələn, paralaks dəqiqliyi ilə bağlı müəlliflər tərəfindən qoyulan bütün keyfiyyət meyarlarına cavab verir.

Şəkil 2: Müəllifləri təmsil edən bir qrafik & # 8217 modeli. Kölgəli dairələr müşahidə olunan dəyişənləri, açıq dairələr çıxarılan model parametrlərini və doldurulmuş dairələr sabit olan parametrləri göstərir. Müşahidə olunan RC ulduzunun mütləq böyüklüyü () kiçik səpələnmə () ilə qırmızı yığının () daxili böyüklüyü ətrafında paylanmalıdır. Ulduz, daha böyük bir səpələnməni () göstərən, kənar hissələrin () hissəsinin bir hissəsi də ola bilər. Hər halda, ulduza () və məsafəyə () doğru ulduzlar arası sönmə, məsafənin () məsafəsi barədə əvvəlcədən məlumatları nəzərə alaraq, müşahidə olunan aydınlıq böyüklüyünü () və paralaksı () müəyyən etmək üçün lazımdır. & # 8211 Şəkil 2 kağızdan

Sonra müəlliflər, hər bir dalğa boyu zolağında RC-nin mütləq böyüklüyünü çıxardırlar ki, bu da bütün RC ulduzlarının eyni standart məsafədə və mükəmməl standart şamlarda olsaydı bir parlaqlığıdır. Bəlkə də bu mütləq böyüklüyün nə qədər dəqiq müəyyənləşdiriləcəyini təxmin etmək o qədər vacibdir. Hiyerarşik ehtimal modelindən istifadə edərək (Şəkil 2) müəlliflər RC ulduzları arasındakı təbii parlaqlığın dəyişməsini, həmçinin müşahidə olunan böyüklüklər, paralakslar və sönmə düzəlişləri ilə əlaqəli ölçmə qeyri-müəyyənliklərini ardıcıl olaraq hesaba gətirə bilirlər. 3D Qalaktik toz xəritəsində. Bunlar əslində RC ulduzu olmayan bəzi qırmızı nəhəngləri nümunələrdən fərqli bir populyasiya olaraq modelləşdirərək yalan olaraq nümunələrinə daxil etmək ehtimalını da hesablaya bilərlər.

RC-nin mütləq böyüklüyü üçün müəlliflər və nəticələr (Şəkil 3) bütün zolaqlardakı əvvəlki tədqiqatlarla ədalətli şəkildə razılaşdırılmışdır və böyüklükdəki qeyri-müəyyənlik% 5 ilə% 10 arasındakı tipik bir məsafə dəqiqliyini nəzərdə tutur. Bu tapıntılara əsasən müəlliflər RC ulduzlarının həqiqətən etibarlı və dəqiq standart şamlar olduğu qənaətinə gəldilər. Həm də hiyerarşik modellərindən istifadə etmənin spesifik bir üstünlüyünün uzaq ulduzların paralakslarındakı ilkin məhdudiyyətlərin yaxşılaşdırılmasını (yəni ümumiyyətlə daha yaxşı məhdudlaşdırıldığını) qeyd edirlər. Bu & # 8220hata büzülməsi & # 8221, eyni zamanda bütün ulduzların xüsusiyyətlərini və populyasiyalarının xüsusiyyətlərini çıxarmaq nəticəsidir.

Şəkil 3: Model parametrlərinin ehtimal dağılımları (bax Şəkil 2), 2MASS Ks bandı vəziyyətində & # 8211 Kağızdan Şəkil 3

Gələn il & # 8217s ikinci Gaia məlumat yayımının RC istinad ulduzlarından əhəmiyyətli dərəcədə daha böyük bir nümunə təqdim etməsi gözlənilir. Xüsusilə, bu, Ulduz yaşı və metallik, helyum bolluğu və ya ikilik kimi təsirlərin RC məsafəsinin kalibrlənməsinə təsirini daha yaxından öyrənməyə imkan verəcək və beləliklə RC ulduzlarını daha yaxşı standart şamlar halına gətirəcəkdir.


Qırmızı yığın ulduzları üfüqi budaq ulduzlarıdır? - Astronomiya

Bu, orta kütləli ulduzların, yəni 0.8 kütlələri olanların ulduz təkamül mərhələsidir M & lt & lt 8 M, Günəşimiz də daxil olmaqla, Qalaktikadakı ulduzların əksəriyyətini əhatə edən bir sıra. Ana Sıra çıxdıqdan sonra, bu ulduzlar atmosferin genişlənməsinə səbəb olan, ulduz nüvəsi ətrafındakı bir qabıqda hidrogen yanması ilə xarakterizə olunan bir mərhələ olan Qırmızı Nəhəng Dalda vaxt keçirir. Hidrogen qabığının yandırılmasının məhsulu helyumdur ki, bu da nüvəyə yığılır və üçqat alfa prosesini tetiklemek üçün kifayət qədər istiliyin yüksəlməsinə səbəb olur. Bu müddətdə üç helium nüvəsi (və ya # 8216 alfa hissəcikləri) birləşərək karbon-12 əmələ gətirir. Başqa bir helyum nüvəsi bununla birləşsə oksigen-16 əmələ gəlir. Ulduz nüvədəki bu helyum birləşməsinin başlanğıcı helium flaşı olaraq bilinir və radius azaldıqda temperaturun artmasına səbəb olur, beləliklə parlaqlıq sabit qalır. Daimi parlaqlıq və artan temperatur, ulduzun Hertzsprung-Russell diaqramı boyunca sola, təxminən üfüqi tərəfə doğru hərəkət etməsi deməkdir və bu səbəbdən bu mərhələdəki ulduzlar Horizonal Branch ulduzları kimi tanınır.


Qlobal kürədəki çoxsaylı ulduz populyasiyaları ω Centauri birləşmə hadisəsinin izləyiciləri kimi

Düzgün şəkildə pozulan və Samanyolu ilə birləşən Oxatan cırtdan qalaktikası 1-in kəşfi, Qalaktika halosunun bənzər cırtdan sistemlərin toplanması ilə ən azından qismən qurulduğu görüşünü dəstəkləyir. Oxatan cırtdanı, 2,3 ulduzun fərqli populyasiyalarını ehtiva edir və Samanyolu ilə əlaqəli ikinci ən kütləvi kürə qrupu olan M54'ü nüvəsi olaraq ehtiva edir. Ən kütləvi kürə qrupu ω Centauri'dir və burada report Centauri'nin qırmızı nəhəng budaqlı ulduzlar tərəfindən izlənildiyi kimi bir neçə fərqli ulduz populyasiyasına sahib olduğunu bildiririk. Ən zəngin qırmızı nəhəng budaqlı ulduzlar, dominant metal yoxsul komponentdən təxminən 2 Gyr daha kiçikdir və bu, Centauri'nin bu zaman şkalası ilə zənginləşdirildiyini göstərir. Bir qlobus qrupunda birdən çox ulduz meydana gəlməsi dövrünün olması olduqca təəccüblüdür və ω Centauri'nin əvvəllər Oxatan cırtdan qalaktikasının hazırkı mərhələdə olduğu kimi Samanyolu ilə birləşən daha kütləvi bir sistemin bir hissəsi olduğunu göstərir. . Birləşmələr, ehtimal ki, Galaxy və ω Centauri’nin ilk tarixində daha tez-tez baş verirdi, görünür bu dövrün yadigarıdır.


Videoya baxın: Samiraldo Naza: Ay qəhrəman acildii (Sentyabr 2021).