شاخه غول‌های سرخ

نمودار هرتسپرونگ-راسل برای خوشه ستاره‌ای کروی ام ۵ شاخه پیش‌غول بالا، که از قسمت باریک افقی آغاز شده ستارگان RGB درخشانی را که با رنگ سرخ نشان داده شده.

شاخه غول‌های سرخ (انگلیسی: Red-giant branch) یا (RGB) که گاهی شاخهٔ نخست غول‌پیکر هم نامیده می‌شود، بخشی از شاخه غول‌پیکر در نمودار هرتسپرونگ-راسل است؛ مرحله‌ای قبل از اینکه همجوشی هلیوم در جریان تکامل ستارگان رخ دهد. RGB مرحله‌ای است که ستاره‌های رشته اصلی با جرم کم تا متوسط آن را دنبال می‌کنند. ستاره‌های شاخهٔ غول قرمز دارای یک هسته هلیوم بی‌اثر هستند که توسط پوسته‌ای از هیدروژن از طریق چرخه سی‌ان‌او احاطه شده‌است. آنها ستاره‌های کلاس K و M هستند که بسیار بزرگتر و درخشان تر از ستاره رشته اصلی با همان دما هستند.

شناسایی

[ویرایش]
درخشان‌ترین ستارگان در خوشه ستاره‌ای کروی مانند ان‌جی‌سی ۲۸۸ غول‌های سرخ هستند.

در اوایل سدهٔ بیستم شناسایی شدند که با استفاده از نمودار هرتسپرونگ-راسل مشخص شد که دو نوع متمایز از ستاره‌های خنک با اندازه‌های بسیار متفاوت وجود دارد: کوتوله‌ها، که اکنون به‌طور رسمی به عنوان رشته اصلی شناخته می‌شوند، و غول‌ها.[۱][۲]

اصطلاح شاخهٔ غول سرخ در طی دهه‌های ۱۹۴۰ و ۱۹۵۰ مورد استفاده قرار گرفت، هرچند که در ابتدا فقط به عنوان یک اصطلاح کلی برای اشاره به منطقه غول سرخ نمودار نمودار هرتسپرونگ-راسل بود. اگرچه اساس طول عمر رشته اصلی هسته‌ای هسته و به دنبال آن مرحلهٔ انقباض ترمودینامیکی به یک کوتوله سفید تا سال ۱۹۴۰ درک شده بود، اما جزئیات داخلی انواع مختلف ستاره‌های غول‌پیکر مشخص نشده نبود.[۳]

در سال ۱۹۶۸، نام شاخه مجانبی غول‌ستاره (AGB) برای شاخه‌ای از ستاره‌ها تا حدودی درخشان‌تر از بخش عظیمی از غول‌های قرمز و ناپایدارتر، غالباً ستارگان متغیر با دامنه بزرگ مانند میرا استفاده شد.[۴] مشاهدات یک شاخه غول پیکر دوتکه سال‌ها قبل انجام شده بود اما مشخص نبود که توالی‌های مختلف چگونه به هم ربط دارند.[۵] تا سال ۱۹۷۰، منطقه غول سرخ به خوبی درک شده بود که از زیرمجموعه‌ها، خود RGB، شاخهٔ افقی و AGB ساخته شده‌است و وضعیت تکاملی ستاره‌ها در این مناطق به‌طور گسترده‌ای قابل درک بود.[۶] شاخهٔ غول سرخ به عنوان اولین شاخه غول پیکر در سال ۱۹۶۷ توصیف شد، تا آن را از شاخهٔ غول دوم یا مجانبی متمایز کند،[۷] و این اصطلاحات امروزه نیز اغلب استفاده می‌شود.[۸]

منابع

[ویرایش]
  1. ↑ Adams, W. S.; Joy, A. H.; Stromberg, G.; Burwell, C. G. (1921). "The parallaxes of 1646 stars derived by the spectroscopic method". Astrophysical Journal. 53: 13. Bibcode:1921ApJ....53...13A. doi:10.1086/142584.
  2. ↑ Trumpler, R. J. (1925). "Spectral Types in Open Clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 37 (220): 307. Bibcode:1925PASP...37..307T. doi:10.1086/123509.
  3. ↑ Gamow, G. (1939). "Physical Possibilities of Stellar Evolution". Physical Review. 55 (8): 718–725. Bibcode:1939PhRv...55..718G. doi:10.1103/PhysRev.55.718.
  4. ↑ Sandage, Allan; Katem, Basil; Kristian, Jerome (1968). "An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15". Astrophysical Journal. 153: L129. Bibcode:1968ApJ...153L.129S. doi:10.1086/180237.
  5. ↑ Arp, Halton C.; Baum, William A.; Sandage, Allan R. (1953). "The color-magnitude diagram of the globular cluster M 92". Astronomical Journal. 58: 4. Bibcode:1953AJ.....58....4A. doi:10.1086/106800.
  6. ↑ Strom, S. E.; Strom, K. M.; Rood, R. T.; Iben, I. (1970). "On the Evolutionary Status of Stars above the Horizontal Branch in Globular Clusters". Astronomy and Astrophysics. 8: 243. Bibcode:1970A&A.....8..243S.
  7. ↑ Iben, Icko (1967). "Stellar Evolution Within and off the Main Sequence". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 5: 571–626. Bibcode:1967ARA&A...5..571I. doi:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035.
  8. ↑ Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). "Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 298 (2): 525. Bibcode:1998MNRAS.298..525P. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x.
آیکون خرد

این یک مقالهٔ خرد اخترشناسی است. می‌توانید با گسترش آن به ویکی‌پدیا کمک کنید.