레드클럼프
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1. 개요
레드클럼프는 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 특정 영역에 위치하는 진화된 별의 집단으로, 주로 초기 K 분광형과 약 5,000K의 유효 온도를 갖는다. 별의 금속 함량에 따라 성질이 달라지며, 헬륨 핵에서 핵융합을 시작한 별들이 붉은 덩어리를 형성한다. 이들은 표준 촛불로 사용되어 천문학적 거리를 측정하는 데 기여하며, 적색 거성 가지 범프와는 구분된다. 대표적인 예시로는 폴룩스, 카펠라 Aa, 엡실론 황소자리 등이 있다.
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| 레드클럼프 | |
|---|---|
| 레드 클럼프 | |
| 정의 | 헤르츠스프룽-러셀(H-R) 도표에서 수평가지에 위치한 적색 거성들의 뚜렷한 덩어리 |
| 특징 | 헬륨 연소를 겪는 별들로 구성되어 있으며, 유사한 광도를 가짐. |
| 천문학적 중요성 | |
| 거리 측정 도구 | 레드 클럼프 별들의 균일한 광도를 이용하여 은하까지의 거리를 측정하는 데 사용됨. |
| 항성 종족 연구 | 레드 클럼프 별들의 특성을 분석하여 은하 내 항성 종족의 분포와 역사를 연구. |
| 물리적 특성 | |
| 온도 | 약 4,800 ~ 5,000 K |
| 광도 | 태양 광도의 약 75배 |
| 질량 | 태양 질량과 유사한 질량을 가짐. |
| 진화 단계 | |
| 헬륨 섬광 이후 | 헬륨 섬광을 겪은 후 안정적인 헬륨 연소를 시작하는 단계. |
| 핵융합 | 중심핵에서 헬륨을 탄소와 산소로 융합. |
2. 성질
적색 덩어리 별은 그 기원에 따라 성질이 다르며, 특히 별의 금속 함량에 영향을 받는다. 보통 초기 K 분광형과 약 5,000K의 유효 온도를 가진다. 태양 근처 적색 덩어리 거성의 절대 시등급은 금속 함량에 따라 평균 +0.81로 측정되었다.[1]
개방성단처럼 비슷한 별들의 집단에서도 적색 덩어리 별의 특성은 차이를 보인다. 이는 수평 가지 별이 형성되고 진화하면서 온도와 광도가 자연적으로 변하기 때문이며, 비슷한 특성을 가진 다른 별들이 존재하기 때문이다.[2] 적색 덩어리 별은 보통 적색거성 가지 별보다 뜨겁지만, 두 영역이 겹치기도 하여 개별 별의 상태는 화학적 조성을 자세히 연구해야 알 수 있다.[7][3]
2. 1. 밝기 요인
적색 덩어리 별의 특성은 기원, 특히 별의 금속 함량에 따라 다르지만, 일반적으로 초기 K 분광형과 약 5,000K의 유효 온도를 갖는다. 태양 근처의 적색 덩어리 거성의 절대 시등급은 금속 함량 -0.6에서 +0.4 dex 사이에서 평균 +0.81로 측정되었다.[1]개방성단과 같이 유사한 별들의 단일 집단 내에서도 적색 덩어리 별의 특성에 상당한 차이가 있다. 이는 부분적으로 수평 가지 별이 형성되고 진화할 때 온도와 광도의 자연적인 변화 때문이며, 부분적으로는 유사한 특성을 가진 다른 별들의 존재 때문이다.[2] 적색 덩어리 별은 일반적으로 적색거성 가지 별보다 뜨겁지만, 두 영역은 겹치며 개별 별의 상태는 상세한 화학적 풍부도 연구를 통해서만 할당될 수 있다.[7][3]
3. 진화
태양과 비슷한 질량을 가진 별들은 축퇴된 헬륨 핵을 가지고 적색거성 가지의 끝을 향해 진화한다. 더 질량이 큰 별들은 일찍 적색 거성 가지를 떠나 청색 루프를 수행하지만, 축퇴된 핵을 가진 모든 별들은 매우 유사한 핵 질량, 온도 및 광도로 끝에 도달한다. 헬륨 섬광 이후, 이들은 ZAHB를 따라 위치하며, 모두 미만의 헬륨 핵을 가지고 있으며, 그 특성은 주로 핵 바깥의 수소 외피의 크기에 의해 결정된다. 낮은 외피 질량은 약한 수소 껍질 핵융합을 초래하고 더 뜨겁고 약간 덜 밝은 별들을 수평 가지를 따라 늘어뜨린다. 다른 초기 질량과 적색 거성 가지에서 질량 손실률의 자연스러운 변화는 헬륨 핵이 모두 같은 크기임에도 불구하고 외피 질량의 변화를 일으킨다. 금속 함량이 낮은 별은 수소 외피의 크기에 더 민감하므로, 동일한 외피 질량을 가진 경우 수평 가지를 따라 더 멀리 퍼져 나가고 붉은 덩어리에 속하는 별은 더 적다.
붉은 덩어리 별은 진화한 적색 거성 가지의 뜨거운 쪽에 일관되게 위치하지만, 다른 집단의 붉은 덩어리 및 적색 거성 가지 별은 겹칠 수 있다. 이는 금속이 부족한 적색 거성 가지 별이 더 금속이 풍부한 붉은 덩어리 거성과 같은 또는 더 높은 온도를 갖는 ω 센타우리에서 발생한다.[7]
엄밀히 말해 수평 가지 별이 아닌 다른 별들도 H-R 다이어그램의 동일한 영역에 위치할 수 있다. 적색 거성 가지에서 축퇴된 헬륨 핵을 발달시키기에는 질량이 너무 큰 별들은 적색 거성 가지의 끝보다 먼저 헬륨을 점화하고 청색 루프를 수행한다. 태양보다 조금 더 질량이 큰 별, 약 인 별의 경우, 청색 루프는 매우 짧고 붉은 덩어리 거성과 비슷한 광도를 갖는다. 이러한 별들은 태양과 같은 별보다 한 자릿수 덜 흔하고, 붉은 덩어리 거성을 형성할 수 있는 태양보다 작은 별에 비해 훨씬 희귀하며, 청색 루프의 지속 시간은 붉은 덩어리 거성이 수평 가지에서 보내는 시간보다 훨씬 적다. 이는 이러한 사칭자들이 H–R 다이어그램에서 훨씬 덜 흔하지만, 여전히 감지할 수 있다는 것을 의미한다.[2]
인 별들은 또한 준거성 가지를 따라 진화하면서 붉은 덩어리를 통과한다. 이것은 다시 진화의 매우 빠른 단계이지만, OU 안드로메다자리와 같은 별은 헤르츠스프룽 간극을 가로지르는 준거성으로 생각됨에도 불구하고 붉은 덩어리 영역(5,500 K 및 )에서 발견된다.[2]
3. 1. 적색 거성 가지와의 관계
수평 가지의 모델링에 따르면 별들은 영년 수평 가지(ZAHB)의 차가운 쪽 끝에서 뭉치는 경향이 강하다. 이러한 경향은 금속 함량이 낮은 별에서 약하기 때문에 붉은 덩어리는 일반적으로 금속이 풍부한 성단에서 더 두드러진다. 그러나 다른 효과도 있으며, 일부 금속이 부족한 구상성단에는 인구가 많은 붉은 덩어리가 있다.[5][6]태양과 비슷한 질량을 가진 별들은 축퇴된 헬륨 핵을 가지고 적색거성 가지의 끝을 향해 진화한다. 더 질량이 큰 별들은 일찍 적색 거성 가지를 떠나 청색 루프를 수행하지만, 축퇴된 핵을 가진 모든 별들은 매우 유사한 핵 질량, 온도 및 광도로 끝에 도달한다. 헬륨 섬광 이후, 이들은 ZAHB를 따라 위치하며, 모두 미만의 헬륨 핵을 가지고 있으며, 그 특성은 주로 핵 바깥의 수소 외피의 크기에 의해 결정된다. 낮은 외피 질량은 약한 수소 껍질 핵융합을 초래하고 더 뜨겁고 약간 덜 밝은 별들을 수평 가지를 따라 늘어뜨린다. 다른 초기 질량과 적색 거성 가지에서 질량 손실률의 자연스러운 변화는 헬륨 핵이 모두 같은 크기임에도 불구하고 외피 질량의 변화를 일으킨다. 금속 함량이 낮은 별은 수소 외피의 크기에 더 민감하므로, 동일한 외피 질량을 가진 경우 수평 가지를 따라 더 멀리 퍼져 나가고 붉은 덩어리에 속하는 별은 더 적다.
붉은 덩어리 별은 진화한 적색 거성 가지의 뜨거운 쪽에 일관되게 위치하지만, 다른 집단의 붉은 덩어리 및 적색 거성 가지 별은 겹칠 수 있다. 이는 금속이 부족한 적색 거성 가지 별이 더 금속이 풍부한 붉은 덩어리 거성과 같은 또는 더 높은 온도를 갖는 ω 센타우리에서 발생한다.[7]
엄밀히 말해 수평 가지 별이 아닌 다른 별들도 H-R 다이어그램의 동일한 영역에 위치할 수 있다. 적색 거성 가지에서 축퇴된 헬륨 핵을 발달시키기에는 질량이 너무 큰 별들은 적색 거성 가지의 끝보다 먼저 헬륨을 점화하고 청색 루프를 수행한다. 태양보다 조금 더 질량이 큰 별, 약 인 별의 경우, 청색 루프는 매우 짧고 붉은 덩어리 거성과 비슷한 광도를 갖는다. 이러한 별들은 태양과 같은 별보다 한 자릿수 덜 흔하고, 붉은 덩어리 거성을 형성할 수 있는 태양보다 작은 별에 비해 훨씬 희귀하며, 청색 루프의 지속 시간은 붉은 덩어리 거성이 수평 가지에서 보내는 시간보다 훨씬 적다. 이는 이러한 사칭자들이 H–R 다이어그램에서 훨씬 덜 흔하지만, 여전히 감지할 수 있다는 것을 의미한다.[2]
인 별들은 또한 준거성 가지를 따라 진화하면서 붉은 덩어리를 통과한다. 이것은 다시 진화의 매우 빠른 단계이지만, OU 안드로메다자리와 같은 별은 헤르츠스프룽 간극을 가로지르는 준거성으로 생각됨에도 불구하고 붉은 덩어리 영역(5,500 K 및 )에서 발견된다.[2]
3. 2. 청색 루프와의 관계
수평 가지 모델링에 따르면 별들은 영년 수평 가지(ZAHB)의 차가운 쪽 끝에서 뭉치는 경향이 강하다.[4] 이러한 경향은 금속 함량이 낮은 별에서 약하기 때문에 붉은 덩어리는 일반적으로 금속이 풍부한 성단에서 더 두드러진다. 그러나 다른 효과도 있으며, 일부 금속이 부족한 구상성단에는 인구가 많은 붉은 덩어리가 있다.[5][6]
태양과 비슷한 질량을 가진 별들은 축퇴된 헬륨 핵을 가지고 적색 거성 가지의 끝을 향해 진화한다. 더 질량이 큰 별들은 일찍 적색 거성 가지를 떠나 청색 루프를 수행하지만, 축퇴된 핵을 가진 모든 별들은 매우 유사한 핵 질량, 온도 및 광도로 끝에 도달한다. 헬륨 섬광 이후, 이들은 ZAHB를 따라 위치하며, 모두 미만의 헬륨 핵을 가지고 있으며, 그 특성은 주로 핵 바깥의 수소 외피의 크기에 의해 결정된다. 낮은 외피 질량은 약한 수소 껍질 핵융합을 초래하고 더 뜨겁고 약간 덜 밝은 별들을 수평 가지를 따라 늘어뜨린다. 다른 초기 질량과 적색 거성 가지에서 질량 손실률의 자연스러운 변화는 헬륨 핵이 모두 같은 크기임에도 불구하고 외피 질량의 변화를 일으킨다. 금속 함량이 낮은 별은 수소 외피의 크기에 더 민감하므로, 동일한 외피 질량을 가진 경우 수평 가지를 따라 더 멀리 퍼져 나가고 붉은 덩어리에 속하는 별은 더 적다.
붉은 덩어리 별은 진화한 적색 거성 가지의 뜨거운 쪽에 일관되게 위치하지만, 다른 집단의 붉은 덩어리 및 적색 거성 가지 별은 겹칠 수 있다. 이는 금속이 부족한 적색 거성 가지 별이 더 금속이 풍부한 붉은 덩어리 거성과 같은 또는 더 높은 온도를 갖는 ω 센타우리에서 발생한다.[7]
엄밀히 말해 수평 가지 별이 아닌 다른 별들도 H-R 다이어그램의 동일한 영역에 위치할 수 있다. 적색 거성 가지에서 축퇴된 헬륨 핵을 발달시키기에는 질량이 너무 큰 별들은 적색 거성 가지의 끝보다 먼저 헬륨을 점화하고 청색 루프를 수행한다. 태양보다 조금 더 질량이 큰 별, 약 인 별의 경우, 청색 루프는 매우 짧고 붉은 덩어리 거성과 비슷한 광도를 갖는다. 이러한 별들은 태양과 같은 별보다 한 자릿수 덜 흔하고, 붉은 덩어리 거성을 형성할 수 있는 태양보다 작은 별에 비해 훨씬 희귀하며, 청색 루프의 지속 시간은 붉은 덩어리 거성이 수평 가지에서 보내는 시간보다 훨씬 적다. 이는 이러한 사칭자들이 H–R 다이어그램에서 훨씬 덜 흔하지만, 여전히 감지할 수 있다는 것을 의미한다.[2]
인 별들은 또한 준거성 가지를 따라 진화하면서 붉은 덩어리를 통과한다. 이것은 다시 진화의 매우 빠른 단계이지만, OU 안드로메다자리와 같은 별은 헤르츠스프룽 간극을 가로지르는 준거성으로 생각됨에도 불구하고 붉은 덩어리 영역(5,500 K 및 )에서 발견된다.[2]
4. 표준 촛불
이론적으로, 적색 덩어리 내 별들의 절대 광도는 별의 조성이나 나이와 상당히 독립적이므로, 우리 은하 내에서 뿐만 아니라 인접 은하 및 은하단까지의 천문학적 거리를 추정하는 데 좋은 표준 촛불이 된다. 금속 함량, 질량, 나이 및 소광에 따른 변동은 시각 관측에 너무 큰 영향을 미쳐 유용하지 않지만, 적외선에서는 그 영향이 훨씬 작다. 특히 근적외선 I 밴드 관측이 적색 덩어리 거리를 설정하는 데 사용되었다. 태양 금속 함량에서의 적색 덩어리의 절대 등급은 I 밴드에서 -0.22, K 밴드에서 -1.54로 측정되었다.[8] 이 방법으로 은하 중심까지의 거리가 측정되었으며, 다른 방법과 일치하는 7.52kpc의 결과가 나왔다.[9]
5. 적색 거성 가지 범프(Red Bump)
레드 클럼프는 적색 거성 가지를 따라 올라가는 별들이 내부 대류로 인해 일시적으로 광도가 감소하여 생기는 덜 눈에 띄는 거성들의 뭉침인 "적색 거성 가지 범프"와 혼동해서는 안 된다.[10]
6. 예시
하늘에서 보이는 밝은 "적색 거성" 중 다수는 실제로 G 또는 초기 K형 적색 덩어리 별이다. 태양에서 가장 가까운 적색 거성인 폴룩스는 적색 덩어리 별로 여겨진다.[11] 다른 잘 알려진 예는 다음과 같다.
- 카펠라 Aa[12]
- ε 황소자리[13]
- β 고래자리[12]
- 알파 카시오페이아자리[14]
- 델타 안드로메다자리[15]
아크투루스는 때때로 덩어리 거성으로 여겨졌지만,[16] 현재는 적색 덩어리 별보다 약간 더 차갑고 밝은 적색 거성 가지에 있는 것으로 더 일반적으로 간주된다.[17]
참조
[1]
논문
Vertical distribution of Galactic disk stars
[2]
논문
A secondary clump of red giant stars: Why and where
[3]
논문
The Split Red Clump of the Galactic Bulge from OGLE-III
[4]
논문
WIYN Open Cluster Study. III. The Observed Variation of the Red Clump Luminosity and Color with Metallicity and Age
[5]
논문
High-Resolution Spectroscopic Observations of Hipparcos Red Clump Giants: Metallicity and Mass Determinations
[6]
논문
The Early Evolution of Globular Clusters: The Case of NGC 2808
[7]
논문
Synthetic Color-Magnitude Diagrams for ω Centauri and Other Massive Globular Clusters with Multiple Populations
[8]
논문
The red clump absolute magnitude based on revised Hipparcos parallaxes
[9]
논문
The Distance to the Galactic Center Derived from Infrared Photometry of Bulge Red Clump Stars
[10]
논문
The Age-dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump
[11]
논문
Estimating stellar ages and metallicities from parallaxes and broadband photometry - successes and shortcomings
http://arxiv.org/abs[...]
2019-02
[12]
논문
The Coronae of Moderate-Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump
[13]
논문
A Planetary Companion to the Hyades Giant ε Tauri
[14]
논문
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2015-02
[15]
논문
K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity
2000-08-20
[16]
논문
A model-atmosphere analysis of the spectrum of Arcturus
[17]
논문
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