Astronomie

Les étoiles à touffes rouges sont-elles des étoiles à branches horizontales ?

Les étoiles à touffes rouges sont-elles des étoiles à branches horizontales ?

L'article de Wikipédia sur les étoiles à branches horizontales dit :

Une classe d'étoiles apparentée est celle des géantes en amas, celles appartenant à ce qu'on appelle le bloc rouge, qui sont les homologues de la population I relativement plus jeunes (et donc plus massives) et généralement plus riches en métaux des étoiles HB (qui appartiennent à la population II). .

Alors que l'article sur la touffe rouge dit :

Les géantes rouges sont des étoiles à branches horizontales cool

Cette image ci-dessous suggère également que les étoiles à touffes rouges sont des étoiles à branches horizontales. Cette évaluation est-elle correcte, et le premier article de Wikipédia a-t-il donc tort de suggérer que les étoiles à touffes rouges ne sont pas elles-mêmes (mais "des homologues de") des étoiles HB ?


Lorsqu'une étoile devient une géante rouge, le moyenne rayon diminue, mais le rayon de la surface monte.

Une géante rouge a un noyau extrêmement dense entouré d'une grande enveloppe diffuse.

La structure d'une géante rouge est fondamentalement différente de celle d'une étoile de la séquence principale, où la densité et la température augmentent progressivement de la surface au centre.

Cette différence de structure explique pourquoi les géantes rouges n'obéissent pas aux mêmes relations masse-luminosité et masse-rayon que les étoiles de la séquence principale.


Les étoiles à touffes rouges sont-elles des étoiles à branches horizontales ? - Astronomie

Nous présentons la photométrie de la série temporelle VI de l'amas globulaire riche en métaux ([Fe/H]=-0,53) NGC 6441. Notre diagramme couleur-amplitude montre que la branche horizontale bleue étendue observée dans les données du télescope spatial Hubble existe dans les parties les plus éloignées. du cluster. Environ 17% des étoiles à branches horizontales se trouvent vers le bleu et vers le brillant de la touffe rouge. La touffe rouge elle-même s'incline presque parallèlement au vecteur de rougissement. Une composante de cette pente est due au rougissement différentiel, mais une partie est intrinsèque. Les étoiles bleues à branches horizontales sont plus concentrées au centre que les étoiles rouges en grappes, suggérant une ségrégation de masse et une origine binaire possible pour les étoiles bleues à branches horizontales. nous avons découvert

50 nouvelles étoiles variables près de NGC 6441, parmi lesquelles huit étoiles RR Lyrae ou plus qui sont des membres hautement probables de l'amas. Des recherches de période complètes sur la plage 0,2-1,0 jours ont donné des périodes inhabituellement longues (0,5-0,9 jours) pour les pulsateurs fondamentaux par rapport au champ RR Lyrae de même métallicité. Trois RR Lyrae similaires à longue période sont connus dans d'autres amas globulaires riches en métaux. Avec plus de 10 exemples en main, il semble qu'une sous-classe distincte d'étoiles RR Lyrae à longue période et riches en métaux soit en train d'émerger. Il semble que ces étoiles aient les mêmes couleurs intrinsèques que les RR Lyrae normales. En utilisant la couleur de lumière minimale du RR Lyrae, nous déterminons que la rougeur moyenne de l'amas est E(B-V) = 0,45 +/- 0,03 mag, avec une variation significative de la rougeur sur la face de l'amas. Les propriétés observées des étoiles à branches horizontales sont en accord raisonnable avec les modèles récents qui invoquent un mélange profond pour augmenter l'abondance d'hélium atmosphérique, alors qu'elles sont en conflit avec les modèles qui supposent une abondance initiale élevée d'hélium. Les courbes lumineuses de la RR Lyrae de type c semblent avoir des temps de montée inhabituellement longs et des minima nets. La reproduction de ces courbes de lumière dans les modèles de pulsations stellaires peut fournir un autre moyen de contraindre les variables physiques responsables de l'extension anormale de la branche horizontale bleue et de la touffe rouge inclinée observées dans NGC 6441.


2 LES DONNÉES

Les données sont sélectionnées à partir de la quatrième publication de données du RAVE (DR4 Kordopatis et al. Référence Kordopatis 2013). RAVE DR4 est la première version RAVE qui utilise DENIS je-band magnitude pour son catalogue d'entrée, au lieu de pseudo jeamplitude de la bande. Le nouveau catalogue présente des vitesses radiales pour 482 430 étoiles. Les erreurs internes dans les vitesses radiales sont réduites de

2 à 1,4 km s −1 pour 68 % de l'échantillon RAVE DR4 contre 68 % de l'échantillon RAVE DR3 (Siebert et al. Référence Siebert 2011). Les erreurs de vitesse radiale de l'échantillon ont une valeur médiane à 0,80 ± 0,24 km s −1 . L'une des caractéristiques importantes de cette publication de données est qu'elle utilise un nouveau pipeline avec MATISSE (Recio-Blanco, Bijaoui, & de Laverny Référence Recio-Blanco, Bijaoui et de Laverny 2006) et DEGAS (Bijaoui et al. Référence Bijaoui, Recio -Blanco, de Laverny et Ordenovic 2012) pour dériver des paramètres atmosphériques stellaires plus fiables (température effective, gravité de surface et métallicité), où Kordopatis et al. (Référence Kordopatis 2013) étend la grille utilisée dans Bijaoui et al. (Référence Bijaoui, Recio-Blanco, de Laverny et Ordenovic 2012) de 4500 K à 3 000 K. Aussi, les mouvements propres des étoiles combinés à partir de divers catalogues sources tels que Tycho-2 (Hog et al. Référence Hog 2000), UCAC2, UCAC3, UCAC4 (Zacharias et al. Référence Zacharias 2010, Référence Zacharias 2013), PPMX, PPMXL (Roeser, Demleitner, & Schilbach Référence Roeser, Demleitner et Schilbach 2010), et SPM4 (Girard et al. Référence Girard 2011), qui couvrent toutes différentes portions d'étoiles de l'échantillon. Les mouvements propres UCAC4 sont sélectionnés comme entrée pour les calculs de paramètres cinématiques car ils couvrent 98% des données RAVE DR4. Les erreurs de mouvement appropriées vont de 0,5 à 4 mas an −1 et sa valeur médiane est de 1,69 ± 0,65 mas an −1 . Les magnitudes dans le proche infrarouge sont tirées du Two Micron All Sky Survey (2MASS Skrutskie et al. Reference Skrutskie 2006), All-Sky Catalog of Point Sources (2MASS Cutri et al. Reference Cutri 2003).

Les distances des étoiles RAVE DR4 ont été estimées par deux procédures différentes. L'un est de Zwitter et al. (Référence Zwitter 2010) la méthode de projection des paramètres stellaires individuels des pipelines RAVE DR4 sur un ensemble d'isochrones et obtient la valeur la plus probable pour les magnitudes absolues d'une étoile. L'autre est tiré de Binney et al. (Référence Binney 2014) méthode bayésienne de recherche de distance, qui est une version améliorée de l'algorithme de Burnett & Binney (Référence Burnett et Binney 2010). Cependant, dans notre étude, les distances pour notre échantillon RC sont calculées par une procédure différente. Dans l'estimation de la distance des étoiles RC, nous avons préféré des magnitudes proche infrarouge de 2MASS. Ces bandes photométriques ne sont pas beaucoup affectées par le rougissement et l'absorption interstellaires. le K s la magnitude absolue des étoiles RC n'a qu'une faible dépendance vis-à-vis de la métallicité. Cette relation a été démontrée dans de nombreuses études au cours de la dernière décennie (voir, par exemple, Lopez-Corredoira et al. Référence López-Corredoira, Cabrera-Lavers, Garzón et Hammersley 2002, Référence López-Corredoira, Cabrera-Lavers, Gerhard et Garzón 2004 Cabrera -Lavers, Garzón, & Hammersley Référence Cabrera-Lavers, Garzón et Hammersley 2005 Cabrera-Lavers et al. Référence Cabrera-Lavers, Hammersley, González-Fernández, López-Corredoira, Garzón et Mahoney 2007a, Référence Cabrera-Lavers, Bilir, Ak , Yaz et López-Corredoira 2007b, Référence Cabrera-Lavers, González-Fernández, Garzón, Hammersley et López-Corredoira 2008 Bilir et al. Référence Bilir 2012, et références y figurant).

Dans la figure 1, Teff − journalg Les diagrammes de la région où les étoiles RC sont les plus susceptibles de résider sont présentés sous forme de diagrammes codés par couleur dans deux panneaux, l'un avec une densité de nombres logarithmique et l'autre avec une métallicité logarithmique. De plus, des courbes de niveau 1σ et 2σ basées sur la région la plus peuplée sont tracées sur la figure. En fonction des courbes de niveau, nous avons sélectionné les étoiles qui résident dans la zone 1σ qui correspondent à 68 663 étoiles. Toute la région couvre 1 < logg < 3 et 4000 < T eff(K) < 5400. La sélection d'un échantillon RC approprié dépend également d'autres contraintes (1) ayant un catalogue UCAC4 croisé (Zacharias et al. Référence Zacharias 2013) des valeurs de mouvement propre (puisqu'il couvre la plus grande partie de l'échantillon par rapport à d'autres mouvements propres catalogues) (2) ayant des valeurs de métallicité du pipeline chimique RAVE DR4 (Kordopatis et al. Référence Kordopatis 2013) (3) selon Kordopatis et al. (Référence Kordopatis 2013), étoiles avec S/N ⩾ 40 dans le catalogue RAVE DR4 ont des paramètres astrophysiques plus précis donc cette coupe a été faite (4) éviter les observations répétées. Cela réduit le nombre d'étoiles à 52 196.

Figure 1. Teff − journalg diagramme de la région RC, codé par couleur pour la densité de nombres logarithmiques (a). Les lignes en pointillés rouges et les lignes continues blanches montrent les régions 1σ et 2σ, respectivement. Teff − journalg diagramme de la région RC, codé par couleur pour la métallicité (b). Les lignes blanches en pointillés et en traits pleins montrent respectivement les régions 1 et 2..

Étant donné que la figure 1 est un diagramme pseudo-HR, elle montre que les étoiles de la première ascension de la branche géante ont des magnitudes absolues plus brillantes que logg et T eff les deux diminuent. Des magnitudes absolues plus lumineuses correspondent à des distances de visibilité directe plus grandes. Comme RAVE l'observe loin du plan galactique, des distances de visibilité plus grandes signifient un nombre statistiquement plus grand d'étoiles à disques épais et donc des métallicités plus faibles. La figure 2 montre qu'il existe une corrélation entre [Fe/H] et T eff et entre [Fe/H] et logg dans notre échantillon RC, ce qui suggère qu'il est contaminé par les géants de la première ascension. Avec une sélection similaire d'étoiles RC, Williams et al. (Référence Williams 2013) a montré que les premiers géants de l'ascension de leur échantillon RC ont une distribution de distance très similaire. Compte tenu de cela et du fait qu'il existe également une réelle dispersion de la magnitude absolue parmi les étoiles RC de bonne foi, de telles incertitudes de distance réduiront nos gradients mesurés. Néanmoins, lorsque nous recherchons des tendances générales, nous considérons qu'un tel effet est de second ordre.

Figure 2. Teff − [Fe/H] et logg − Diagramme [Fe/H] de notre échantillon RC.

Nous avons adopté Groenewegen (Référence Groenewegen 2008) M K s = − 1,54 ± 0,04 mag pour l'échantillon. En utilisant les cartes de rougeur de Schlafly & Finkbeiner (Référence Schlafly et Finkbeiner 2011), nous avons évalué la E (BV) excès de couleur pour chaque étoile individuellement, et obtenu la valeur réduite de l'excès de couleur $E_< ext>(B-V)$ liés à leurs distances respectives de chaque étoile dans l'échantillon RC en utilisant l'équation de Bahcall & Soneira (Référence Bahcall et Soneira 1980). D'autres itérations ont été effectuées pour le dégraissage de la K s magnitude apparente pour chaque étoile (cf. Coşkunoǧlu et al. Référence Coşkunoǧlu 2011, Référence Coşkunoǧlu 2012). Dans la figure 3, les panneaux (a) et (b) représentent l'excès de couleur d'origine (E (BV)) et l'excès de couleur réduit $E_< ext>(B-V)$ des étoiles RC sous forme de code couleur en coordonnées galactiques, respectivement.

Figure 3. Code couleur pour E (BV) excès de couleur (a) et excès de couleur réduit E(BV) (b) distributions de 52 196 étoiles en coordonnées galactiques.

L'histogramme de distance des étoiles de l'échantillon est présenté à la figure 4. La distance médiane et son écart type sont = 1 et = 0,37 kpc, respectivement. La valeur médiane des erreurs de distance relative est de 0,05 kpc. Les distributions spatiales héliocentriques des étoiles RC sont représentées sur la figure 5 en deux panneaux. La plupart des étoiles se trouvent dans les premier et quatrième quadrants galactiques. Les valeurs de distance médiane de l'échantillon dans X, Oui, et Z sont respectivement de 0,67, 0,09 et − 0,24 kpc. Notre échantillon couvre une plage de distance de 0 < |Z| < 3 kpc et 5,5 < R gc < 11 kpc. Cependant, la plupart des étoiles de notre échantillon (83,6 %) sont concentrées dans $7<R_< ext><9$ kpc.

Figure 4. Histogramme de distance de 52 196 étoiles RC. La médiane et l'écart type de la distribution des distances sont de 1 et 0,37 kpc, respectivement. Le pourcentage correspondant d'étoiles RC est également indiqué dans le panneau supérieur du diagramme.

Figure 5. Distribution héliocentrique des étoiles RC projetées sur XOui et XZ Avions.

Les vitesses en ligne de visée RAVE DR4 (Kordopatis et al. Référence Kordopatis 2013), les mouvements propres UCAC4 (Zacharias et al. Référence Zacharias 2013) et les distances photométriques sont combinés pour obtenir des composantes de vitesse spatiale (U, V, W) de 52 196 étoiles RC, qui sont calculées avec les algorithmes standard de Johnson & Soderblom (Référence Johnson et Soderblom 1987) et les matrices de transformation d'un système droitier pour l'époque J2000 (comme décrit dans le Système international de référence céleste du Hipparcos et Tycho-2 Catalogues [ESA 1997]). D'où, U, V, et W sont les composantes d'un vecteur vitesse d'une étoile par rapport au Soleil, où U est positif envers le centre galactique (je = 0°, b = 0°), V est positif dans le sens de la rotation galactique (je = 90°, b = 0°), et W est positif vers le pôle Nord Galactique (b = 90°). La vitesse de rotation galactique du Soleil est adoptée comme étant de 222,5 km s −1 (Schönrich Reference Schönrich 2012). Étant donné que les étoiles de notre galaxie orbitent autour du centre galactique avec des vitesses différentes, Mihalas & Binney (Référence Mihalas et Binney 1981) a suggéré une série de corrections sur U et V vitesses spatiales afin de compenser cela. le W la vitesse spatiale n'est pas affectée par ce comportement donc aucune correction n'est nécessaire. Les corrections de rotation différentielle galactique de premier ordre sont de $-61.29< extU<34.12$ et − $3.76< exteV<5.34$ km s −1 . Ensuite, les vitesses spatiales sont réduites en appliquant la norme solaire locale des valeurs de repos (LSR) de Coşkunoǧlu et al. ( Référence Coşkunoǧlu 2011) pour toutes les étoiles $( ext_, exte_, exte_)_< exte>=(8.830.24, 14.190.34, 6.570.21)$ km s -1 à LSR.

En utilisant l'algorithme de Johnson & Soderblom (Référence Johnson et Soderblom 1987), les incertitudes des vitesses spatiales sont calculées en propageant les incertitudes de la vitesse radiale, du mouvement propre et de la distance. Les erreurs des paramètres d'entrée cinématiques varient en 0,3 < γ < 6,6 km s −1 , 0,5 < μ < 7 mas an −1 , et 0,01 < σπ/π < 0,13 intervalles pour la vitesse radiale, le mouvement propre et la distance, respectivement, et leurs médianes et écarts types correspondants sont respectivement de 0,80 ± 0,24, 1,69 ± 0,65 et 0,05 ± 0,26. Les erreurs totales de vitesse spatiale sont calculées en tant que racine carrée des erreurs individuelles de vitesse spatiale des étoiles RC, c'est-à-dire (S 2 se tromper = U se tromper 2 + V 2 se tromper + W se tromper 2 ). La distribution des vitesses spatiales totales de 52 196 étoiles RC est présentée sur la figure 6a. Nous avons appliqué une dernière contrainte sur les erreurs de vitesse spatiale totale des étoiles RC. Afin d'éliminer les étoiles les plus discordantes, nous avons appliqué un point de coupure de 21 km s −1 qui est déduit des étoiles avec une prédiction de 1-σ en erreur de vitesse spatiale totale. Ainsi, notre échantillon final est réduit à 47 406 étoiles RC. L'échantillon final a les erreurs médianes de vitesse spatiale et les écarts types de (U se tromper, V se tromper, W se tromper) = (− 4,92 ± 2,86, 4,03 ± 2,94, 4,88 ± 2,85) km s −1 . Dans la figure 6b–d, les histogrammes des erreurs de vitesse spatiale pour l'échantillon RC final sont présentés. Figues. 7 et 8 montrent les distributions de vitesse spatiale et de métallicité de l'échantillon RC final, respectivement.

Figure 6. Histogramme d'erreur de vitesse spatiale totale de 52 196 étoiles (panneau supérieur). La médiane et l'écart type sont respectivement de 9,23 et 11,58 km s -1 , ce qui de leur somme donne environ 21 km s -1 et c'est la dernière contrainte qui s'appliquait à l'échantillon. En conséquence, 47 406 étoiles RC sont restées comme échantillon final. Histogrammes de U, V, et W erreurs de vitesse spatiale par rapport à l'histogramme d'erreur de vitesse spatiale totale de 47 406 étoiles RC (panneaux inférieurs).

Figure 7. Distribution des composantes de vitesse spatiale des étoiles RC dans VU et VW Avions.

Figure 8. Histogramme de métallicité de 47 406 étoiles RC. La métallicité médiane de la distribution est [Fe/H]= − 0,27 dex et son écart type σ[Fe/H] = 0,24 dex.

Binney et al. (Référence Binney 2014) constatent que leurs magnitudes absolues culminent à M K s = −1,53 mag (voir leur Figure 10). Comme nous avons utilisé une valeur presque identique avec eux (M K s = −1,54 ± 0,04 mag), nous nous attendons à ce que nos distances soient très similaires à celles de Binney et al. (Référence Binney 2014) distances. La figure 9 compare les distances de notre échantillon RC final à celles de Binney et al. (Référence Binney 2014) dans RAVE DR4. Alors que la figure 9 montre que Binney et al. (Référence Binney 2014) les distances sont systématiquement plus grandes, elles sont toujours, comme prévu, très similaires : La moyenne et l'écart type de la différence de distance entre les deux méthodes sont respectivement de 87 et 220 pc. Sur nos 47 406 étoiles RC, RAVE DR4-Binney et al. (Référence Binney 2014) fournit des distances à 41 221, c'est-à-dire qu'il manque 13 % de l'échantillon. Étant donné que nos distances sont très similaires à celles de Binney et al. (Référence Binney 2014) et fournir un échantillon plus large, nous avons utilisé notre estimation de parallaxe photométrique pour notre analyse de gradient de métallicité.

Figure 9. Comparaison des distances entre cette étude et Binney et al. (Référence Binney 2014).

Les propriétés dynamiques des étoiles individuelles dans l'échantillon RC sont calculées via MWPotentiel2014 modèle dans galpie Bibliothèque de dynamique galactique de Bovy (Référence Bovy 2015), qui est donnée en détail dans le tableau 1 de son article. L'intégration des particules de test pour le potentiel combiné de la Voie lactée (pour le renflement, le disque et le halo) sur 3 Gyr est effectuée pour obtenir les paramètres orbitaux galactiques de l'orbite fermée pour une étoile donnée. Les coordonnées équatoriales célestes, les distances, les mouvements propres et les vitesses radiales de nos étoiles sont utilisées comme paramètres d'entrée dans les calculs des paramètres orbitaux galactiques tels que les distances apogalactiques et périgalactiques, la distance verticale maximale du plan galactique, les moments angulaires orbitaux et les excentricités sont obtenu comme paramètres de sortie.

Des analyses de gradient sont effectuées à la fois pour l'état orbital actuel des étoiles et pour leurs orbites complètes. Ainsi, diverses distances radiales et verticales sont prises en compte dans les calculs tels que la distance galactocentrique actuelle (R gc), distance verticale absolue actuelle du plan galactique (|Z|), moyenne distance galactocentrique (R m), qui est la moyenne arithmétique du périgalactique (r p) et apogalactique (r une) distances de l'orbite d'une étoile et distances verticales maximales du plan galactique vers le nord (z max) et Sud Galactique (z min) pôles de toute l'orbite d'une étoile. De plus, la distribution générale des étoiles sur les plans d'excentricité planaire et vertical est étudiée. L'excentricité plane est une sortie du galpie bibliothèque dynamique ( $e_< m p>=frac-r_< m p>>+r_< m s>>$ ), tandis que les excentricités verticales sont calculées comme $e_< m v>=frac<2>(|z_<< m max>>|+|z_ << m min>>|)>>$ .


Faits sur Red Giant Star 9 : le soleil et les étoiles géantes

Comme le soleil est plus petit que les étoiles géantes, la taille des planètes est également plus grande. On pense que les plus grosses étoiles auront des planètes plus grosses.

Faits sur l'étoile géante rouge

Faits sur Red Giant Star 10: la masse de la planète

Il existe un argument selon lequel l'accrétion du vent stellaire affectera l'augmentation de la masse de la planète.

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Les étoiles à touffes rouges sont-elles des étoiles à branches horizontales ? - Astronomie

Nous présentons une étude des étoiles à branche horizontale brillante (HB) dans l'UV lointain (FUV) pour comprendre les particularités observées dans la séquence HB de l'amas globulaire NGC 1851, en utilisant des données multi-longueurs d'onde terrestres et spatiales. Des diagrammes optiques et UV couleur-magnitude sont utilisés pour classer les étoiles HB et leur appartenance à partir des données du télescope spatial Hubble et de Gaia DR2. Les distributions spectrales d'énergie (SED) des étoiles chaudes HB situées du cœur aux rayons de marée sont construites. Les SED révèlent que les étoiles HB près du "saut de Grundahl" montrent une diminution du flux FUV lorsque des modèles atmosphériques de métallicité d'amas sont utilisés pour l'ajustement, mais un meilleur ajustement est trouvé avec des modèles à plus haute métallicité, comme prévu en raison de la diffusion atmosphérique. Nous rapportons quatre étoiles HB extrêmes (EHB) particulièrement intéressantes, deux chacune dans les régions intérieure et extérieure. Nous détectons un EHB sublumineux et des candidats "blue-hook" avec des températures T eff 25 000 K et 31 000 K, respectivement. Nous avons trouvé une étoile EHB (T eff 17 000 K) avec un rayon compris entre les étoiles BHB et EHB normales. La plus particulière de nos étoiles EHB (T eff 28 000 K) s'avère être une étoile photométrique binaire à une étoile bleue (BSS T eff 7000 K), qui est une cible importante pour l'étude spectroscopique. Cette découverte du système binaire candidat EHB+BSS pourrait aider à expliquer la perte de masse dans la phase de branche géante rouge, conduisant à la formation d'étoiles EHB.


Gaïa et la touffe rouge

Les étoiles du bloc rouge (RC) sont des étoiles communes, autrefois similaires au soleil, qui ont évolué en géantes rouges maintenant soutenues par la fusion d'hélium dans leurs noyaux. Indépendamment de leur âge ou de leur composition exacte, toutes les étoiles RC finissent par avoir à peu près la même luminosité absolue. C'est pourquoi ils ont tendance à s'agglutiner à un endroit particulier d'un diagramme d'amplitude de couleur ou de Hertzsprung-Russell (Figure 1), et ce qui les rend bougies standards: La luminosité apparente des étoiles RC est directement liée à leur distance.

Figure 1: Un diagramme couleur-magnitude des étoiles avec des distances de parallaxe bien mesurées que l'on trouve à la fois dans les catalogues TGAS et 2MASS. – Reproduction de la figure 1 à partir du papier

En tant que bougies standard, les étoiles RC ont été utilisées pour mesurer les distances aux associations stellaires dans la Voie lactée, ainsi qu'aux galaxies voisines. Cependant, de telles mesures nécessitent un étalonnage préalable, pour lequel la luminosité de référence des étoiles RC connues avec des distances connues doit être déterminée dans la bande de longueur d'onde utilisée, et corrigée de l'extinction interstellaire. Les auteurs de l'article d'aujourd'hui effectuent cet étalonnage pour un certain nombre de bandes largement utilisées, en prenant soigneusement en compte les incertitudes de mesure impliquées, et quantifient à quel point les étoiles RC sont utiles en tant que bougies standard.

Les auteurs commencent par sélectionner un échantillon d'étoiles RC connues à partir de plusieurs catalogues disponibles, qui incluent des étoiles RC à différentes distances dans toute la Voie lactée (dont la plupart ont été identifiées à l'aide de la spectroscopie infrarouge à haute résolution). Ils récupèrent ensuite les magnitudes apparentes (non calibrées) de ces étoiles mesurées dans un total de 8 bandes optiques à infrarouge moyen des catalogues 2MASS, WISE et Gaia, et leurs parallaxes trigonométriques de la solution astrométrique Tycho-Gaia. La parallaxe stellaire permet une mesure de distance purement géométrique, ce qui est très fiable, mais réalisable uniquement pour des étoiles relativement proches. Au total, 972 étoiles RC satisfont à tous les critères de qualité imposés par les auteurs, par exemple concernant la précision de la parallaxe.

Figure 2: Un graphique qui représente le modèle des auteurs. Les cercles ombrés indiquent les variables observées, les cercles vides indiquent les paramètres du modèle à déduire et les cercles pleins indiquent les paramètres qui sont fixes. La magnitude absolue () d'une étoile RC observée doit être distribuée autour de la magnitude intrinsèque du bouquet rouge () avec une petite dispersion (). L'étoile pourrait également faire partie de la fraction () des valeurs aberrantes, montrant une plus grande dispersion (). Dans tous les cas, l'extinction interstellaire vers l'étoile () et sa distance () sont nécessaires pour déterminer sa magnitude apparente observée () et sa parallaxe (), ce qui explique l'information préalable sur la distance (). – Figure 2 du document

Ensuite, les auteurs déduisent la magnitude absolue du RC dans chaque bande de longueur d'onde, qui est la seule luminosité que toutes les étoiles RC devraient avoir, si elles étaient à la même distance standard et des bougies standard parfaites. Il est peut-être tout aussi important d'estimer avec quelle précision cette grandeur absolue peut être déterminée. En utilisant un modèle probabiliste hiérarchique (Figure 2), les auteurs sont en mesure de rendre compte de manière cohérente de la variation de luminosité naturelle parmi les étoiles RC, ainsi que des incertitudes de mesure liées aux magnitudes observées, aux parallaxes et à la correction d'extinction, qui est basée sur sur une carte de poussière galactique en 3D. Ils peuvent également expliquer la possibilité d'avoir faussement inclus dans leur échantillon des géantes rouges qui ne sont pas réellement des étoiles RC, en les modélisant comme une population distincte de valeurs aberrantes.

L'estimation finale des auteurs pour la magnitude absolue de la RC (Figure 3) est en assez bon accord avec les études précédentes sur toutes les bandes, et l'incertitude de la magnitude implique une précision de distance typique comprise entre 5 % et 10 %. Sur la base de ces résultats, les auteurs concluent que les étoiles RC sont en effet des bougies standard fiables et précises. Ils notent également qu'un avantage spécifique de l'utilisation de leur modèle hiérarchique est que les contraintes initiales sur les parallaxes des étoiles distantes sont améliorées (c'est-à-dire qu'elles sont généralement mieux contraintes que ). Ce "rétrécissement d'erreurs" est une conséquence de la déduction simultanée des propriétés de toutes les étoiles ainsi que des propriétés de leur population.

Figure 3: Les distributions de probabilité inférées des paramètres du modèle (voir Fig. 2), dans le cas de la bande 2MASS Ks – Figure 3 de l'article

La deuxième publication de données Gaia de l'année prochaine devrait fournir un échantillon beaucoup plus important d'étoiles de référence RC. En particulier, cela permettra une étude plus approfondie de l'impact d'effets tels que l'âge et la métallicité des étoiles, l'abondance d'hélium ou la binarité sur l'étalonnage de la distance RC, et fera ainsi des étoiles RC des bougies standard encore meilleures.


Les étoiles à touffes rouges sont-elles des étoiles à branches horizontales ? - Astronomie

Il s'agit d'une phase d'évolution stellaire subie par les étoiles de masse intermédiaire, c'est-à-dire celles de masse 0,8 M < < 8 M, une gamme qui englobe la majorité des étoiles de la Galaxie, y compris notre Soleil. Après avoir quitté la séquence principale, ces étoiles passent du temps sur la branche de la géante rouge, une phase caractérisée par la combustion d'hydrogène dans une coquille autour du noyau stellaire, ce qui provoque l'expansion de leur atmosphère. Le produit de la combustion de la coquille d'hydrogène est l'hélium, qui se dépose dans le noyau, ce qui fait augmenter sa température jusqu'à ce qu'elle soit suffisante pour déclencher le processus triple alpha. Dans ce processus, trois noyaux d'hélium (ou «particules alpha») fusionnent pour former du carbone-12. L'oxygène-16 est formé si un autre noyau d'hélium fusionne avec celui-ci. Le début de cette fusion d'hélium dans le noyau stellaire est connu sous le nom de flash d'hélium et fait augmenter la température tandis que le rayon diminue, ainsi la luminosité reste constante. La luminosité constante et l'augmentation de la température signifient que l'étoile se déplace vers la gauche, à peu près horizontalement, à travers le diagramme de Hertzsprung-Russell, et par conséquent les étoiles dans cette phase sont connues sous le nom d'étoiles à branche horizontale.


Populations stellaires multiples dans l'amas globulaire ω Centauri comme traceurs d'un événement de fusion

La découverte de la galaxie naine du Sagittaire 1 , qui est perturbée par les marées et fusionne avec la Voie lactée, soutient l'idée que le halo de la Galaxie a été constitué au moins partiellement par l'accrétion de systèmes nains similaires. Le nain Sagittaire contient plusieurs populations distinctes d'étoiles 2,3 et comprend M54 comme noyau, qui est le deuxième amas globulaire le plus massif associé à la Voie lactée. L'amas globulaire le plus massif est ω Centauri, et nous rapportons ici que ω Centauri a également plusieurs populations stellaires distinctes, telles que tracées par les étoiles à branches de géantes rouges. Les étoiles à branches de géantes rouges les plus riches en métaux sont environ 2 Gyr plus jeunes que la composante dominante pauvre en métaux, ce qui indique que ω Centauri s'est enrichi au cours de cette échelle de temps. La présence de plus d'une époque de formation d'étoiles dans un amas globulaire est assez surprenante et suggère que ω Centauri faisait autrefois partie d'un système plus massif qui a fusionné avec la Voie lactée, comme la galaxie naine du Sagittaire est en train de le faire maintenant . Les fusions étaient probablement beaucoup plus fréquentes au début de l'histoire de la Galaxie et ω Centauri semble être une relique de cette époque.


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