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Red Clump Stars (deutsch Übersetzung Roter Klumpen-Sterne) sind entwickelte metallreiche Sterne mit einem heliumbrennenden Kern im Hertzsprung-Russell-Diagramm und entsprechen den Sternen des Horizontalastes der Population II. Sie werden aufgrund der geringen Abhängigkeit ihrer Leuchtkraft von der Metallizität zur astronomischen Entfernungsbestimmung benutzt[1].

Entwicklung

Nach dem Ende des zentralen Wasserstoffbrennens auf der Hauptreihe entwickelt sich bei Sternen mittlerer Masse mit 0,5 bis 2,5 Sonnenmassen zunächst ein schalenförmiges Wasserstoffbrennen, während sich die Asche der thermonuklearen Reaktionen im Kern des Sterns ansammelt. Der Stern entwickelt sich entlang des Roten Riesenastes zu höheren Leuchkräften und niedrigen effektiven Temperaturen. Dabei steigt der Druck und die Temperatur im Kern an, bis ein stabiles Heliumbrennen zündet. In Abhängigkeit von der Metallizität der Sterne wandern metallarme Sterne aufgrund der geringen Opazität in den Bereich höher Temperaturen und bilden einen Horizonalast im Farben-Helligkeits-Diagramm. Metallreiche Sterne der Population I bleiben dagegen Rote Riesen und bilden im HR-Diagramm einen stark besetzten Roten Klumpen, da die Sterne während der Phase des zentralen Heliumbrennens an dieser Position verharren[2][3].

Entfernungsbestimmung

Im Infraroten unterliegen die absoluten Helligkeiten der Red Clump Stars nur einer geringen Streuung. Die absolute Helligkeit M_K beträgt −1,54 bis −1,57 über eine Altersspanne von 0,31 bis 8 Milliarden Jahren für solare Häufigkeiten. Diese geringe Streuung in Kombination mit einer geringen Extinktion im mittleren Infrarot macht die Red Clump Stars zu einem bevorzugten Mittel der Entfernungsbestimmung. Sie werden zur Analyse von Strukturen innerhalb der Milchstraße und der lokalen Gruppe verwendet[4][5].

Beispiele

• Deneb Kaitos
• Gamma Microscopii
• Iota Antliae

Einzelnachweise

1. S. Bilir et al.: Luminosity-Colour Relations for Red Clump Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1210.5352v1.
2. S. Karaali et al.: Absolute Magnitude Calibration for Red Clump Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1304.2530v1.
3. G. Tautvaisiene et al.: Red clump stars of the Milky Way – laboratories of extra-mixing. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1304.4393v1.
4. Smitha Subramanian, Annapurni Subramaniam: Structure of the Large Magellanic Cloud from Near Infrared magnitudes of Red clump stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1301.7538v1.
5. S. Bilir et al.: A New Absolute Magnitude Calibration for Red Clump Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1303.3292v1.

На других языках

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- [de] Red Clump Star

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[es] Apelotonamiento rojo

El apelotonamiento rojo[1] (red clump en inglés) es una de las fases tardías de la evolución estelar de las estrellas de masa intermedia (0,5 MSol < M < 9-10 MSol) y alta metalicidad. Esta fase está situada a la derecha y algo por encima en el diagrama de Hertzsprung-Russell con respecto a la parte central-inferior de la secuencia principal (donde estas estrellas comienzan su vida), lo que implica que son objetos de baja temperatura y luminosidad intermedia. De ahí, que los radios de las estrellas del apelotonamiento rojo sean mucho mayores que los de las estrellas de la secuencia principal.

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[ru] Красное сгущение

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.

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