红团簇星
红团簇星是赫罗图上的红巨星聚类，它们的表面温度约为5,000K，绝对星等（MV）+0.5，比大多数具有相同亮度的红巨星分支星稍热。它被视为红巨星分支的较稠密区域或是朝向更热的温度膨胀。它在许多星系的疏散星团中较突出，在许多中年的球状星团和附近的星场（例如依巴谷卫星）中也很明显。
红团簇星是低温的水平分支恒星，最初是类似于太阳的恒星，它们经历了氦闪，现在以氦融合在其核心产生能量。
性质[编辑]
红团簇星恒星的特性因起源而异，最显著的是恒星的金属，而通常具有早期K型光谱和约5,000K的有效温度。在太阳附近的红团簇星巨星被测量的金属量平均为+0.81，介于 0.6和+0.4dex [1]。
即使在一群相似的恒星集团，像是疏散星团中也是如此：红团簇星的特性相当不明显。这部分是由于水平分支恒星在形成和演化时，温度和亮度的自然变化，部分是由于具有类似特性的其他恒星存在[2]。虽然红团簇星星通常比红巨星更热，但这两个区域重叠，只有进行详细的化学丰度研究才能配置个别恒星的状态[3][4]。
演化[编辑]
水平分支的建模显示，恒星在零龄水平分支（ZAHB）的低温端有强烈的聚集倾向。在低金属量恒星中这种趋势较弱，因此红团簇星在富含金属的星团中通常更为突出。然而，还有其它效应，在一些金属贫乏的球状星团中有很稠密的红团簇星[6][7]。
质量与太阳相近的恒星像红巨星分支的顶端演化，有简并氦核。质量更大的恒星会提前离开红巨星分支，并执行蓝循环，但所有有简并核心的恒星都以相似的核心质量、温度和亮度抵达尖端。在经历氦闪之后，所有沿着水平分支分布的恒星，其氦核的质量都位于0.5太阳质量之下，其特性主要取决于核心外氢壳层的大小。质量较轻的氢壳层以微弱的碳氮氧循环将氢融合成氦，并沿着水平分支持成为较热、但亮度稍低的恒星。即使氦核的大小相同，但不同的初始质量和红巨星分支自然的质量损失率，导致氢壳层的质量变化。低金属量恒星对氢壳层的大小更敏感，因此即使有相同的氢壳层质量，它们沿着水平分支进一步演化时，进入红团簇星中的数量更少。
虽然红团簇星恒星一直位于它们来自的红巨星分支热的这一侧，但来自不同星族的红巨星和红团簇星星可以重叠在一起。这发生在半人马座ω，其中贫金属量的红巨星的温度与富金属量红团簇星巨星相同或者更热[3]。
其它恒星，严格说不是水平分支星，可以位于赫罗图的同一区域。质量太大的恒星，在红巨星分支上不会发展出简并的氦核，在抵达红巨星支尖前就点燃氦核，并执行蓝循环。对于质量只比太阳稍大一点的恒星来说，大约2 M☉的蓝循环非常短，亮度红团簇星星相似。这些恒星的星等要比类似太阳的恒星少一等级，甚至比形成红团簇星巨星的刺太阳恒星更罕见，而蓝循环的持续时间远远低于红团簇星巨星在水平分支上所经历的时间。这意味着这些冒名顶体者在赫罗图上不太常见，但仍可检测到[2]。
拥有2 - 3 M☉的恒星因为沿着次巨星分支演化而来，也会穿过红团簇星。这也是非常快速的演化，但是像仙女座OU（5,500K和100 L☉）这样的恒星，即使被认为是跨越赫氏空隙的次巨星，也会出现在红团簇星的区域[2]。
标准烛光[编辑]
理论上，红团簇星中恒星的绝对光度与恒星的组成或年龄无关，因此它们能够成为很好的标准烛光来估计银河系内天体和附近的星系与星系团的距离。由于金属量、质量、年龄和消光的变化对可见光观测的影响太大，但红外线的影响要小得多。近红外I波段观测值特别用于建立红团簇星的距离。以太阳的金属量下的红团簇星绝对星等已经被测量过，在I波段是-0.22，在K波段是-1.54 [[8]。以这种方法测量与银河中心的距离，结果与其它的方法一致是7.52Kpc[9]。
红色凸起[编辑]
不要将红团簇星（red clump）与红色凸起（"red bump"）或红巨星分支凸起混淆，后者是恒星因为内部对流导致光度暂时减弱，造成在红巨星分支的上升[10]。
例子[编辑]
天空中可见的许多明亮的红巨星，实际上是早期的K型红团簇星星：
大角星有时被认为是红团簇星的巨星[13] ，但现在更普遍地认为是比红团簇星星更冷、更亮的红巨星分支星[14]。
相关条目[编辑]
参考资料[编辑]
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外部链接[编辑]
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