Rumpun merah

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Jump to navigation Jump to search
Rumpun merah ialah kumpulan bintang gergasi merah yang menonjol di sekitar 5.000 K dan 7575 L.

Rumpun merah ialah kelompok gergasi merah dalam rajah Hertzsprung–Russell di sekitar 5,000 K dan magnitud mutlak (MV) +0.5, sedikit lebih panas berbanding kebanyakan bintang-bintang cabang gergasi merah yang sama kilauan. Ia kelihatan seperti kawasan cabang gergasi merah yang lebih padat atau sebuah bonjolan ke arah suhu yang lebih panas. Ia paling menyerlah dalam kebanyakan, tetapi tidak semua, kelompok terbuka galaksi, tetapi ia juga ketara dalam banyak kelompok globul pertengahan usia dan secara umum berdekatan medan bintang-bintang (contohnya bintang-bintang Hipparcos).

Gergasi rumpun merah adalah bintang-bintang cabang mengufuk sejuk, bintang-bintang yang asalnya sama dengan matahari yang telah menjalani kilat helium dan kini melakurkan helium dalam teras mereka.

Sifat[sunting | sunting sumber]

Sifat bintang rumpun merah berubah-ubah bergantung pada asal mereka, terutama pada kelogaman bintang-bintang, tetapi biasanya mereka mempunyai jenis spektrum awal K dan suhu sekitar 5,000 K. Magnitud visual mutlak gergasi rumpun merah berhampiran matahari telah diukur pada purata +0.81 dengan kelogaman antara −menjadi 0,6 dan +0.4 dex.[1]

Terdapat sifat-sifat bintang-bintang rumpun merah dalam satu populasi bintang-bintang serupa seperti kelompok terbuka. Ini disebabkan variasi alami suhu dan kekilauan bintang-bintang cabang mengufuk ketika mereka membentuk dan apabila mereka berkembang, dan disebabkan kehadiran bintang-bintang yang lain dengan ciri-ciri yang sama.[2] Walaupun bintang-bintang rumpun merah biasanya lebih panas daripada bintang-bintang cabang gergasi merah, dua bahagian itu bertindih dan status individu bintang-bintang hanya boleh diberikan dengan kajian limpahan kimia yang terperinci.[3]

Evolusi[sunting | sunting sumber]

Kelompok terbuka tua menunjukkan hampir tiada rumpun merah yang dapat dikesan[4]

Pemodelan cabang mengufuk telah menunjukkan bahawa bintang-bintang itu punya kecenderungan yang kuat untuk mengumpul di hujung sejuk cabang mengufuk usia sifar (ZAHB). Kecenderungan ini adalah lemah dalam bintang-bintang kelogaman rendah, jadi rumpun merah biasanya kelompok menonjol kaya dengan logam. Bagaimanapun, terdapat kesan yang lain, dan terdapat rumpun merah yang banyak penghuninya dalam beberapa kelompok globul yang kurang logam.[5][6]

Benjolan merah[sunting | sunting sumber]

Rumpun merah seharusnya tidak dikelirukan dengan benjolan merah atau benjolan cabang gergasi merah, yang merupakan kelompok gergasi yang kurang jelas di pertengahan jalan di sepanjang cabang gergasi merah.[7]

Contoh[sunting | sunting sumber]

Banyak gergasi "merah" terang dilihat di langit sebenarnya bintang-bintang rumpun merah awal kelas K:

Arcturus kadang-kadang difikirkan gergasi rumpun,[10] tapi kini lebih sering dianggap lebih kepada cabang gergasi merah, agak lebihsejuk dan lebih bercahaya daripada bintang rumpun merah.[11]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. ^ Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Siebert, A. (2003). "Vertical distribution of Galactic disk stars". Astronomy and Astrophysics. 398: 141. arXiv:astro-ph/0210628Boleh dicapai secara percuma. Bibcode:2003A&A...398..141S. doi:10.1051/0004-6361:20021615. 
  2. ^ Girardi, Léo (1999). "A secondary clump of red giant stars: Why and where". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 308 (3): 818. arXiv:astro-ph/9901319Boleh dicapai secara percuma. Bibcode:1999MNRAS.308..818G. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02746.x. 
  3. ^ Nataf, D. M.; Udalski, A.; Gould, A.; Fouqué, P.; Stanek, K. Z. (2010). "The Split Red Clump of the Galactic Bulge from OGLE-III". The Astrophysical Journal Letters. 721: L28. arXiv:1007.5065Boleh dicapai secara percuma. Bibcode:2010ApJ...721L..28N. doi:10.1088/2041-8205/721/1/L28. 
  4. ^ Sarajedini, Ata (1999). "WIYN Open Cluster Study. III. The Observed Variation of the Red Clump Luminosity and Color with Metallicity and Age". The Astronomical Journal. 118 (5): 2321. Bibcode:1999AJ....118.2321S. doi:10.1086/301112. 
  5. ^ Zhao, G.; Qiu, H. M.; Mao, Shude (2001). "High-Resolution Spectroscopic Observations of Hipparcos Red Clump Giants: Metallicity and Mass Determinations". The Astrophysical Journal. 551: L85. Bibcode:2001ApJ...551L..85Z. doi:10.1086/319832. 
  6. ^ d'Antona, Francesca; Caloi, Vittoria (2004). "The Early Evolution of Globular Clusters: The Case of NGC 2808". The Astrophysical Journal. 611 (2): 871. arXiv:astro-ph/0405016Boleh dicapai secara percuma. Bibcode:2004ApJ...611..871D. doi:10.1086/422334. 
  7. ^ Alves, David R.; Sarajedini, Ata (1999). "The Age-dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump". The Astrophysical Journal. 511: 225. arXiv:astro-ph/9808253Boleh dicapai secara percuma. Bibcode:1999ApJ...511..225A. doi:10.1086/306655. 
  8. ^ Ayres, Thomas R.; Simon, Theodore; Stern, Robert A.; Drake, Stephen A.; Wood, Brian E.; Brown, Alexander (1998). "The Coronae of Moderate-Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump". The Astrophysical Journal. 496: 428. Bibcode:1998ApJ...496..428A. doi:10.1086/305347. 
  9. ^ Sato, Bun'ei; dll. (2007). "A Planetary Companion to the Hyades Giant ε Tauri". The Astrophysical Journal. 661 (1): 527–531. Bibcode:2007ApJ...661..527S. doi:10.1086/513503. 
  10. ^ Maeckle, R.; Holweger, H.; Griffin, R.; Griffin, R. (1975). "A model-atmosphere analysis of the spectrum of Arcturus". Astronomy and Astrophysics. 38: 239. Bibcode:1975A&A....38..239M. 
  11. ^ Ramírez, I.; Allende Prieto, C. (2011). "Fundamental Parameters and Chemical Composition of Arcturus". The Astrophysical Journal. 743 (2): 135. arXiv:1109.4425Boleh dicapai secara percuma. Bibcode:2011ApJ...743..135R. doi:10.1088/0004-637X/743/2/135. 

Pautan luar[sunting | sunting sumber]